I A A

INSTITUTO DE ASTROFÍSICA DE ANDALUCÍACONSEJO SUPERIOR DE INVESTIGACIONES CIENTÍFICAS

http://www.iaa.csic.es/revista.html FEBRERO 2006, NÚMERO: 18

http://www.iaa.csic.es

Huygens en Titán: desvelandomisterios, generando incógnitas

Estallidos de rayos gamma de cortaduración: un nuevo campo por explorar

Radiogalaxias lejanas:nacimiento e infancia de lasgalaxias gigantes

La radiogalaxia 3C433. Fuente: NRAO/AUI.

RADIOGALAXIASLEJANAS

I A ANFORMACIÓN Y CTUALIDAD STRONÓMICA

Director: José M. Vílchez. Jefa de ediciones: Silbia López de Lacalle. Comité de redacción: Antonio Alberdi, EmilioJ. Alfaro, José María Castro, Olga Muñoz, Miguel Angel Pérez-Torres, Jose Carlos del Toro Iniesta, José M. Vílchez.Edición y diseño: Silbia López de Lacalle. Maquetación: Silbia López de Lacalle y Francisco Rendón. Imprime:ELOPRINT S.L.

Esta revista se publica con la ayuda de la Acción Especial DIF 2003-10261-E del Programa Nacional de Difusión dela Ciencia y la Tecnología.

Se permite la reproducción de cualquier texto o imagen contenidos en este ejemplar citando como fuente “IAA:Información y Actualidad Astronómica” y al autor o autores.

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

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

Huygens en Titán, concepción artística. Fuente: ESA.

SUMARIO

REPORTAJES

Radiogalaxias lejanas. Nacimiento e infancia de las galaxiasgigantes. Montserrat Villar y Miguel Ángel Pérez Torres.........3

Huygens en Titán. Desvelando misterios, generandoincógnitas. Rafael Rodrigo......................................................7

Estallidos de rayos gamma de corta duración: un nuevocampo por explorar. Javier Gorosabel...................................10

NOTICIAS

Acercándonos al centro de la Vía Láctea.............................13

La extraña vagabunda...........................................................14

¿Nuevo tipo de agujero negro?............................................15

HISTORIAS DE ASTRONOMÍA

El harén de Pickering ...........................................................16

ASTROFÍSICA EN BREVE ....................................................17

ACTIVIDADES IAA ...........................................................18

AGENDA

FE DE ERRATASEn el artículo sobre la misión Deep Impact(numero 17, pág. 5) de la revista IAA se pre-sentaron algunas afirmaciones que pudieran noser exactas o debieran ir acompañadas deexplicación más extensa en este medio. En estasección pretendemos ampliar y/o rectificar elcontenido de las cuestiones más sobresalien-tes:>> "...cometa de corto período, es decir, proce-dente del Cinturón de Kuiper". Debe leersecomo "cometa de corto período procedente del

Cinturón de Kuiper" o "cometa de la familia deJúpiter, es decir, procedente del Cinturón deKuiper" ya que hay cometas de corto períodoque no proceden de cinturón de Kuiper.>> "... le da su singular apariencia es la luz queemiten los gases de su coma (la 'cola' del come-ta), que reaccionan a la del Sol de manera simi-lar a los gases nobles de los tubos fluorescen-tes". Esta expresión encerraría una descripciónmetafórica. La "coma" de un cometa es dife-rente de su "cola". La primera es la envolturaaproximadamente esférica que rodea al núcleo

donde la presión de radiación todavía no ha lle-gado a "reducir" la velocidad de expansión delas partículas de polvo. En la cola (de polvo),alargada y con dirección antisolar, el movimien-to de las "partículas" se encuentra regido por lapresión de radiación y la gravedad solar.>> "Queda también por conocer si la estructurainterna del cometa difiere mucho de la quemuestra su superficie". Desgraciadamente, aúnno conocemos bien cómo es la superficie de uncometa, o cuál es la estructura que muestra lasuperficie.

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Hace más de diez mil millones deaños, cuando las galaxias eranjóvenes y empezaban a agruparse

para formar las primeras galaxias gigantesy los primeros cúmulos de galaxias,existían ya agujeros negros de masas enor-mes, de hasta mil millones de masas sola-res. Estos agujeros negros permanecen,como un araña en su telar, a la espera deque material apetitoso (estrellas y gas) seacerque fatalmente para engullirlo. Ladigestión es pesada y desencadena unaserie de fenómenos enormemente energé-ticos que, en algunos casos, pueden detec-tarse hasta los confines del Universoobservable.El caso quizá más espectacular sea el delas radiogalaxias. Mientras las galaxiasnormales suelen emitir la mayor parte desu energía en longitudes de onda visibles,las radiogalaxias emiten en longitudes deonda de radio una energía que es compa-rable, e incluso decenas o centenas deveces mayor, a la energía emitida por lagalaxia en el resto del espectro electro-magnético. La imagen óptica de unaradiogalaxia cercana muestra una galaxiaelíptica aparentemente normal. Sin embar-go, el aspecto de la galaxia en longitudesde onda de radio es extraño y llamativo.Vemos dos lóbulos (Fig. 1), que se hallanseparados del núcleo galáctico por distan-cias de hasta varios millones de años luz yse extienden mucho más allá de los confi-nes de la galaxia. A menudo se observantambién chorros muy colimados de mate-rial eyectado por el núcleo, que se abrenpaso a través de la galaxia a velocidadesque se aproximan a la de la luz. La fuen-te de energía que alimenta estas estructu-ras es el agujero negro supermasivo loca-lizado en el núcleo de la galaxia.

La rradiogalaxias ccomo hherramientacosmológicaUno de los objetivos fundamentales de la

Astrofísica es el estudio de la época cós-mica en la que se ensamblaron las prime-ras galaxias. De ahí que los astrónomoshayamos perseguido con ahínco la posibi-lidad de alejar cada vez más el límite delUniverso observable. Las radiogalaxias,gracias a su enorme luminosidad en longi-tudes de onda de radio y a la fuerte emi-sión de su espectro óptico, se han conver-tido en una de las mejores herramientas deestudio del Universo temprano, ya que esposible detectarlas a enormes distancias.De hecho, en la década de los 80, lasradiogalaxias eran las galaxias más distan-tes conocidas en el Universo, pues emitie-ron la luz que hoy vemos con nuestrostelescopios cuando el Universo contabatan solo con unos 2.500 millones de años,aproximadamente un 18% de su edadactual, cifrada en 13.700 millones deaños. Al representar las radiogalaxias lasprimeras etapas en la formación de gala-xias gigantes, las radiogalaxias ocuparonun papel fundamental en Cosmología. En efecto, las radiogalaxias lejanas pre-

sentaban tres características muy llamati-vas: una elevada intensidad de la emisiónde hidrógeno ionizado, el color muy azu-lado de su radiación óptica y una morfo-logía irregular y con múltiples componen-tes. Estas propiedades eran las que losastrónomos esperaban encontrar en gala-xias cuya formación apenas hubieracomenzado. Se pensó por ello que lasradiogalaxias más distantes se hallaban enformación. Sin embargo, dos grupos de astrónomospublicaron, a finales de los 80 y de modoindependiente, un resultado asombroso:las estructuras observadas en imágenestomadas en el óptico de radiogalaxias leja-nas presentaban un estrecho alineamientocon el eje definido por las estructurasobservadas en radio. Este dato observa-cional alertó a los astrónomos sobre laposibilidad de que las propiedades ópticasde las radiogalaxias pudieran ser el resul-tado de la actividad nuclear originada enel agujero negro supermasivo, en lugar deser indicativos de formación estelar a gran

REPORTAJES

RADIOGALAXIAS LEJANAS:

Nacimiento ee iinfancia ddelas ggalaxias ggigantes

Fig. 1: Imagen de una radiogalaxia en longitudes de onda de radio. El código de colores indica,en orden crecien-te, del azul al rojo, la emisión en radio. Dos lóbulos de gran tamaño dominan la apariencia del objeto. Chorros dematerial altamente colimado son expulsados desde el núcleo hacia el exterior de la galaxia. Cuando los chorrosimpactan con el medio intergaláctico, el chorro deja de ser colimado y empieza a formarse el lóbulo. La galaxia, taly como la veríamos con nuestros ojos, ocuparía solo el punto rojo central, mientras que la radiogalaxia se extien-de en ocasiones hasta varios millones de años luz, un tamaño similar al que ocuparían más de cincuenta galaxiascomo la nuestra. Fuente: NRAO.

Montserrat Villar y Miguel Ángel Pérez Torres (IAA)

escala, como se esperaría de una galaxiaen formación. Quedó claro que era crucialentender cómo la actividad nuclear delagujero negro distorsionaba las propieda-des observadas de las radiogalaxias, antesde extraer conclusiones sobre su estadoevolutivo.

La ccrisis ddel ssectorLa década de los 90 vivió un cambioimportantísimo en los estudios delUniverso temprano, provocado por el des-cubrimiento de una población de galaxiastan distantes como las radiogalaxias máslejanas conocidas entonces. Son las llama-das galaxias del "corte de Lyman", por la

técnica utilizada para identificarlas, y quemuestran una intensa actividad de forma-ción estelar, pero sin signos aparentes defenómenos asociados con un agujeronegro supermasivo. Las radiogalaxias per-dieron así su papel protagonista enCosmología, pues dejaban de ser las gala-xias más distantes conocidas. Al hacer suaparición las galaxias del corte de Lyman,se contaba con una familia numerosa,compuesta por docenas de galaxias lejanas(miles en la actualidad), candidatas exce-lentes para realizar estudios cosmológicos,y cuyas propiedades podían interpretarsecon la existencia de gas, polvo y estrellas,sin la complicación añadida de un agujero

negro nuclear. El estudio de las radiogalaxias distantesperdió interés a medida que terminaba ladécada de los 90. Hubo una "migración"de astrónomos, que dejaron el tema deinvestigación de las radiogalaxias paradedicarse al campo más novedoso y com-petitivo abierto con el descubrimiento delas galaxias del corte de Lyman. Delmismo modo que las nuevas tecnologíashan obligado a muchos trabajadores yempresarios a replantearse cómo podíanhacer competitiva su actividad profesio-nal, los expertos en radiogalaxias se plan-tearon la siguientes cuestiones: 1) ¿Tienesentido seguir estudiando las radiogalaxias

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REPORTAJES

Nebulosa gigante asociada con una radiogalaxia distante.

Varias decenas de galaxias similares a nuestra VíaLáctea cabrían dentro de la nebulosa.

Fig. 2. Imagen óptica, obtenida con el TelescopioEspacial Hubble, de una radiogalaxia lejana obser-vada cuando el Universo tenía unos 3.000 millonesde años (su edad actual es de unos 13.700 millonesde años). El aspecto irregular y con múltiples com-ponentes (en color naranja y blanco) de la radioga-laxia sugiere que se trata de un sistema de galaxiasen interacción con intensa formación estelar.

Fig.3: las radiogalaxias lejanas se hallan rodeadaspor nebulosas gigantes, con tamaños que en oca-siones alcanzan varios cientos de miles de años luz.

lejanas? 2) ¿Qué hace su estudio competi-tivo y único? Con otras palabras, ¿quéinformación pueden aportarnos las radio-galaxias lejanas que no podemos obtenercon otras "familias" de galaxias distantescomo las del corte de Lyman?

La rreconversión ddel ssectorAllá por el año 2000, la dura competiciónde las radiogalaxias con esa nueva y fas-cinante área de investigación impulsadapor el descubrimiento de las galaxias delcorte de Lyman parecía insalvable, puesel número de radiogalaxias lejanas cono-cidas seguía siendo de apenas unas doce-nas, mientras ya se habían descubiertomás de mil galaxias del corte de Lyman,y este número no cesaba de aumentar.Esta crisis tuvo el efecto positivo, al con-seguir un gran avance en atribuir a lasradiogalaxias su verdadero papel enCosmología, entre la plétora de galaxiaslejanas conocidas hoy. Esta necesaria"reconversión" del sector se ha realizadogracias a la obtención de varios resultadosobservacionales de gran trascendencia,gracias a los que el interés en este campose ha reactivado de forma importante.Entre estos resultados cabe destacar lossiguientes: 1. Las radiogalaxias lejanas son progeni-

toras de las galaxias elípticas gigantes quevemos en el Universo cercano. Con elpaso del tiempo, las radiogalaxias se con-vertirán en galaxias elípticas gigantes.Por tanto, las radiogalaxias más alejadasson estupendos laboratorios para estudiarel nacimiento y la infancia de las galaxiasmás masivas que conocemos. 2. Una fracción importante de las radio-galaxias más lejanas podría hallarse enproceso de formación. Esto lo sugiere lamorfología óptica, que revela multitud decomponentes que están formando estrellasmuy activamente, similares a los observa-dos en galaxias en interacción (Fig.2). 3. Las radiogalaxias lejanas se hallan fre-cuentemente rodeadas por nebulosasgigantescas y de enorme luminosidad. Enefecto, estas nebulosas tienen tamaños devarios cientos de miles de años luz, sufi-ciente para albergar decenas de galaxiascomo nuestra Vía Láctea en una sola deellas (Fig.3). Diversos autores han pro-puesto que estas nebulosas constituyen lareserva gaseosa a partir de la que la gala-xia central comenzó a formarse y que, enalgunos casos, tal vez aún esté formándo-se.4. Las radiogalaxias distantes habitan enambientes ricos, es decir, están rodeadasde un número elevado de galaxias com-

pañeras. Algunos resultados observacio-nales refuerzan la idea de que estas radio-galaxias se hallan en el centro de cúmulosde galaxias en formación. Gracias a sugran brillo, las radiogalaxias constituyenuna valiosa herramienta para identificar yestudiar cúmulos de galaxias en elUniverso lejano. De hecho, es muy posi-ble que sean trazadores de las regionesmás densas del Universo conocido.En resumen, las radiogalaxias lejanassiguen desempeñando un papel funda-mental en los estudios cosmológicos, puesnos aportan información única sobre elproceso de formación y la infancia de lasgalaxias más masivas que conocemos, asícomo de los cúmulos de galaxias. En lospróximos diez años, el proyecto ALMA(la red milimétrica de telescopios enAtacama, Chile; ver número anterior dela revista) permitirá ampliar el Universoobservable hasta límites insospechadoshace apenas diez años, y supondrá ungran avance en nuestra comprensión delUniverso lejano en general y de las radio-galaxias más distantes en particular.ALMA será la gran máquina del tiempo:nos permitirá viajar atrás en la vida delUniverso y ver cómo fueron su nacimien-to y su infancia, y entender cómo y cuán-do se formaron las primeras galaxias.

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REPORTAJES

EL PROBLEMA DE LAS NEBULOSAS GIGANTES

Las radiogalaxias lejanas se hallan inmersas en regiones gaseo-sas (nebulosas) gigantescas, que podrían albergar varias decenasde galaxias como la Vía Láctea (ver Fig. 3). Pueden alcanzarextensiones enormes de varios cientos de miles de años luz. Estetamaño es equivalente a varias veces la distancia que nos separade las Nubes de Magallanes. No conocemos nebulosas tan gran-des en el Universo cercano y el misterio de su origen ha traído decabeza a los investigadores desde su descubrimiento hace casiveinte años. La idea de que estas nebulosas gigantes son la gran reservagaseosa a partir de la que comenzó a formarse la galaxia centralcobra cada vez más adeptos entre los astrónomos. Esta interpre-tación ha adquirido más fuerza gracias al trabajo publicado recien-temente por un equipo internacional de astrofísicos liderado por laautora de este artículo, investigadora Ramón y Cajal delDepartamento de Astronomía Extragaláctica del IAA (CSIC). Los modelos más populares que tratan de explicar cómo se forma-ron las primeras galaxias predicen que todo comienza con elcolapso de una gigantesca reserva de gas muy caliente (variosmillones de grados centígrados) bajo el efecto implacable de la

fuerza gravitatoria. Durante este proceso, el gas se va enfriando yuna parte del mismo se fragmenta en porciones pequeñas y den-sas. Se trata de los "ladrillos" galácticos que, amalgamándoseunos con otros, darán lugar a la formación de una galaxia másmasiva. Por tanto, un ingrediente fundamental en el escenario dela formación de una galaxia masiva es una nebulosa gigante enproceso de colapso.Este grupo de investigación ha estudiado durante varios años laspropiedades de las nebulosas que rodean a las radiogalaxias dis-tantes, utilizando fundamentalmente datos de espectroscopía eimagen con los que han realizado análisis detallados de la morfo-logía de las nebulosas, los elementos químicos que contiene elgas y sus movimientos. Con sus investigaciones han demostradoque las propiedades de las nebulosas gigantes que rodean a lasradiogalaxias son similares a las predichas por los modelos de for-mación de galaxias. Aunque el trabajo continúa para poner a prue-ba escenarios alternativos, todo ello sugiere que podríamos estarpresenciando el verdadero nacimiento de las galaxias más masi-vas que conocemos.

(Referencias útiles: Villar Martín et al. 2005, Monthly Notices ofthe Royal Astronomical Society Letters, en prensa; Villar Martín etal. 2003, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 346,273).

Montserrat Villar (IAA)

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REPORTAJES

Las radiogalaxias lejanas se encuentran tan distantes de nosotrosque toda la luz que recibimos, incluida la que captan los radiote-lescopios, se emitió hace más de diez mil millones de años. Enesa época, ni la Tierra ni el Sol habían nacido, y nuestra galaxia,la Vía Láctea, aún no era la galaxia que hoy conocemos. Por ello,el estudio de las radiogalaxias lejanas nos ayuda a entender cómose formaron las primeras galaxias gigantes en el Universo, y deahí que los astrofísicos utilicen los telescopios más grandes y sen-sibles para observarlas con detalle. Sin embargo, la enorme dis-tancia que nos separa de las radiogalaxias hace que aparezcancomo "puntos gordos" en las imágenes, incluso utilizando losradiotelescopios más grandes de que disponemos. De hecho,para un estudio detallado necesitaríamos construir un radioteles-copio que fuera del tamaño del radio terrestre, unos 6.500 kilóme-tros. Incluso si tuviéramos el dinero para construir una antena tanespectacular, la obra de ingeniería sólo sería realizable en nuestraimaginación, y equivaldría a construir la "Estrella de la Muerte", lagigantesca nave -del tamaño de la Luna- que destruye LukeSkywalker en la primera entrega de la saga de la Guerra de lasGalaxias. ¿Qué hacer entonces?Por suerte, hace años que los radioastrónomos descubrieron unmodo de obtener imágenes de alta resolución sin tener que cons-truir radiotelescopios monstruosamente grandes. El truco consisteen observar simultáneamente la radiogalaxia con varios radiote-lescopios de dimensiones más "manejables", digamos del tamañode una piscina municipal (25 metros de largo), y después combi-nar esa información. Si observamos con varios de estos radiote-lescopios, separados por una distancia de 6.500 kilómetros, laresolución total que obtenemos equivale a la de un radiotelescopioque tuviera un diámetro de 6.500 kilómetros. Puede parecermagia, pero no es más que Física: la técnica se conoce comoradiointerferometría, y permite la obtención de imágenes de obje-

tos hasta 100.000 veces más pequeños que los que podemosobservar con un único radiotelescopio. Recientemente, un equipo internacional de astrofísicos lideradopor el autor de este artículo, investigador Ramón y Cajal delgrupo de radioastronomía del Instituto de Astrofísica deAndalucía (IAA-CSIC), ha utilizado el radiointerferómetro VLBA(una red de diez antenas idénticas de 25 metros de diámetrorepartidas por todo el territorio de los Estados Unidos) paraobservar la radiogalaxia J2330+3927, situada a 11.300 millonesde años luz de nosotros. Los resultados de las observacioneshan aparecido publicados en la revista especializada MonthlyNotices of the Royal Astronomical Society. Las observacioneshan permitido obtener imágenes de altísima resolución espacialde las partes más internas de una radiogalaxia, cuando elUniverso contaba con tan sólo 2.400 millones de años (un 18%de su edad actual). Con estas observaciones, el grupo de astrofí-sicos ha podido localizar claramente el núcleo de la radiogalaxia,el lugar donde se hospeda un hambriento agujero negro de hastamiles de millones de masas solares. La altísima resolución delVLBA también ha permitido distinguir detalles que eran invisiblescon radiointerferómetros más pequeños (ver imagen inferior).Así, los astrofísicos han podido detectar tanto los potentes cho-rros relativistas de emisión en radio eyectados por el agujeronegro, como la zona donde está localizado el lóbulo de fuerteemisión en radio que se origina cuando el chorro de material queexpele el núcleo choca con el medio externo a la radiogalaxia(ver también imagen). Resulta sobrecogedor pensar que un cho-rro relativista -fuertemente emisor y que marcha a velocidadesmuy cercanas a la de la luz- pueda alcanzar distancias tan gran-des como la que separa nuestro planeta del centro de la VíaLáctea. Si un buen día el núcleo de nuestra galaxia lanzara unchorro así en nuestra dirección (también sería mala suerte,claro), a nuestra civilización le quedarían unos 25.000 años devida. Por fortuna, los astrofísicos están convencidos de que elagujero negro de nuestra galaxia está profundamente dormido, yque su fase de actividad nuclear -si la ha tenido- pasó hace

Imágenes de la radiogalaxia J2330+3927. El panel central muestra la imagen obtenida con el interferómetro VLA, equivalente a un telescopio de 30 kilómetros de diá-metro. Aunque se detecta emisión de dos zonas, la resolución del VLA es insuficiente para ver detalles finos de la emisión y por tanto entender en detalle la física delobjeto. Los paneles laterales muestran el resultado de las observaciones de Pérez-Torres y colaboradores, usando el interferómetro VLBA, equivalente a un telesco-pio de más de 8.000 kiómetros de diámetro. La altísima resolución obtenida con el VLBA permite distinguir claramente las regiones radioemisioras, que resultan serzonas mucho más localizadas dentro de los "puntos gordos" de emisión: el núcleo de la radiogalaxia, donde se hospeda un agujero negro supermasivo, y el lóbuloinferior, formado cuando el chorro relativista que es eyectado por el núcleo de la galaxia interacciona con el medio circungaláctico.

Miguel Ángel Pérez Torres (IAA)

EL NÚCLEO DE J2330+3927

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REPORTAJES

Desvelando mmisterios,generando iincógnitas

HUYGENS EN TITÁN:

El 15 de octubre de 1997 se lanzó,desde el Centro Espacial Kennedy enCabo Cañaveral, la nave Cassini-

Huygens con destino a Saturno y su saté-lite Titán. Esta misión, desarrollada porlas agencias espaciales norteamericana,europea e italiana, consta de dos compo-nentes: Cassini, un orbital dedicado alestudio de Saturno -su atmósfera, sus ani-llos, sus satélites y su entorno-, yHuygens, una sonda destinada al estudiode Titán, posiblemente el satélite más inte-resante del Sistema Solar. Se trata de lamisión científica de exploración planetariamás ambiciosa de la historia del hombre y

la más importante de las planeadas paralos próximos años. En su largo camino hacia Saturno, el vehí-culo realizó dos pasos por Venus y unopor la Tierra, y cruzó el cinturón de aste-roides hasta sobrevolar Júpiter en diciem-bre del 2000. Tras esta última asistenciagravitatoria, Cassini llegó a Saturno amediados de 2004. Después de situarse enórbita alrededor del planeta, el 25 dediciembre se liberó la sonda Huygenshacia Titán y, después de un viaje de tressemanas, el 14 de enero de 2005 inició sudescenso hacia la superficie del satélite, enla que aterrizó suavemente mediante unsistema de paracaídas. Ese día, tras unperiplo de más de siete años y con unos

3.700 millones de kilómetros recorridos,se recibían los primeros datos que la sondaproporcionó de Titán, tras viajar estos1.250 millones de kilómetros.Titán, la segunda luna más grande delSistema Solar y mayor incluso queMercurio, es un mundo masivo y fríocapaz de retener una atmósfera más densaque la de la Tierra y compuesta, como laterrestre, principalmente por nitrógenomolecular (N2). Constituye la atmósferamás parecida a la que respiramos, aunqueprácticamente carece de oxígeno y entresus compuestos minoritarios destacan elmetano, etano y otros hidrocarburos ynitrilos. Su temperatura es muy inferior ala de la Tierra y su evolución ha sido muy

Rafael Rodrigo (IAA-CSIC)

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REPORTAJES

IZQ. Fotografia de la superfi-cie de Titán tomada en elpunto de aterrizaje por el ins-trumento DISR (DescentImager/SpectralRoadiometer) a bordo de lasonda Huygens. La gráficasuperpuesta muestra lasmedidas de los aceloróme-tros del instrumento HASI enel momento del impacto.La imagen de la derechamuestra las escalas sobre elterreno del impacto.

diferente, pero sus condiciones actuales seasemejan a las que existían en nuestro pla-neta hace unos tres mil millones de años,antes de que comenzara la vida. Así, elconocimiento de los ciclos orgánicos quetienen lugar en la atmósfera de Titán ayu-dará a la reconstrucción de los pasos quecondujeron a la aparición de la vida ennuestro planeta. La temperatura extremadamente baja deTitán mantiene el agua congelada y pro-voca la pérdida del vapor de agua -lafuente principal de oxígeno-, por lo queTitán ha conservado una atmósfera primi-tiva rica en hidrógeno. El principal com-puesto que contiene carbono no es, comoen los planetas terrestres, el dióxido decarbono (CO2), sino el metano (CH4). Apartir del metano y del nitrógeno molecu-lar se forman, en las capas altas de laatmósfera, los hidrocarburos y compues-tos de carbono-nitrógeno complejos,como subproductos de la fotodisociaciónpor la radiación solar ultravioleta y por elbombardeo de partículas energéticas de lamagnetosfera de Saturno, y se producenespesas capas de nubes con distintos tiposde aerosoles que hasta ahora han impedi-do estudiar tanto la baja atmósfera comola superficie del satélite. Había que ir allí para "ver y tocar" y, trasel descenso de la sonda Huygens, losdatos están desvelando algunos de losmisterios que envuelven a Titán. Uno delos aspectos más intrigantes es el origendel nitrógeno molecular y del metano dela atmósfera y los mecanismos que losmantienen, así como la naturaleza de los

aerosoles. Debido a la fotodisociación delmetano, éste desaparecería en tan solounos 10 ó 20 millones de años. Por tanto,es necesario considerar un mecanismocapaz de reponer esta pérdida continua.Una posibilidad, que está sustentada porla medidas isotópicas realizadas por elGas Chromatograph and MassSpectrometer (GCMS), esel criovulcanismo u otromecanismo similar quearroje este material desdeel interior. GCMS detectóun isótopo del argón,40Ar, que se origina a par-tir de la desintegraciónradiactiva del potasioexistente en las rocas ypredominantemente bajoel manto helado de lasuperficie del satélite. Laatmósfera contiene trazasde 36Ar, lo que proporciona importantesrestricciones sobre las condiciones en lasque se formó Titán. El nitrógeno de Titánllegó en los planetesimales como unamezcla de compuestos nitrogenados,dominados presumiblemente por el amo-niaco (NH3) -como en la Tierra- y nocomo N2. El N2 es atrapado solamente enplanetesimales helados de la clase queformaron Titán a temperaturas menoresque 45K, a las que también puede captu-rarse una gran fracción de 36Ar ambien-tal. Sin embargo, componentes como elamoniaco pueden ser atrapados a tempe-raturas mucho más altas sin que se incor-pore el argón primordial.

El instrumento GCMS también midió unempobrecimiento del isótopo 14N, lo queindica que una cantidad de nitrógenomolecular cinco veces superior a la actualya ha escapado de la atmósfera de Titán.El carbono presente en el metano nomuestra esa anomalía en su composiciónisotópica, y surge de nuevo la hipótesis de

un suministro continuo ala atmósfera. Los cálculossobre el carbono indicanque la cantidad presenteahora en la atmósferadebería ser entre cuatro yveinte veces mayor. En laTierra, este carbono seencuentra en enormesdepósitos de carbonatossituados en la corteza. EnTitán, de nuevo la hipóte-sis de la existencia de unafuente geológica para el

metano con una posible reserva de clatra-tos almacenados en el interior se ve refor-zada. Este metano también podría encon-trarse "enjaulado" en estructuras conmoléculas de agua formando clatratoshidratados bajo la corteza.La existencia de aerosoles en la atmósfe-ra de Titán es bien conocida desde la lle-gada de las naves Voyager en los años 80.Estos tienen un papel principal en ladeterminación de la estructura térmica dela atmósfera: son sumideros de los gasesorgánicos y pueden actuar como núcleosmicroscópicos de condensación en la for-mación macroscópica de nubes. El instru-mento Aerosol Collector and Pyrolyzer

La temperaturaextremadamente bajade Titán mantiene el

agua congelada yprovoca la pérdida del

vapor de agua -lafuente principal de

oxígeno-, por lo queha conservado unaatmósfera primitivarica en hidrógeno

capturó aerosoles y realizó un análisisquímico in situ de los mismos por piróli-sis a 600ºC. Se ha identificado amoniacoy cianuro de hidrógeno, indicando quelos aerosoles tienen un núcleo refractarioorgánico. Estos puedencaer sobre la superficiede Titán como una espe-cie de lluvia orgánica queproduce una capa globalque podría alcanzar unkilómetro de espesor.Esta lluvia, junto con lade metano, podría arras-trar otros compuestosorgánicos que, al deposi-tarse sobre la superficie,formarían las áreas másoscuras observadas por varios instrumen-tos en el óptico.El instrumento a bordo de Huygens en elque participa el IAA es el HuygensAtmospheric Structure Instrument(HASI). HASI ha estudiado las propieda-des físicas de la atmósfera de Titándurante las fases de entrada y de descen-so, y las de la superficie tras el aterriza-je, caracterizando la atmósfera en lo quea dinámica, densidad, temperatura, pre-sión y propiedades eléctricas se refiere.Se ha medido la presión y la temperatura,desde los 160 kilómetros hasta la superfi-cie, con una precisión mejor que un

Kelvin, y con una resolución espacialmejor que cien metros. Por debajo de lossesenta kilómetros y hasta la superficie,la incertidumbre es de tan sólo ±0,25Kelvin y la resolución espacial mejor que

quince metros. Tras elimpacto, la sonda enviódatos durante 69 minutosdesde la superficie, quese encontraba a una tem-peratura de -179ºC.HASI ha medido tambiénlas propiedades eléctricasde la atmósfera y se tra-baja en la interpretaciónde los datos y en la reali-zación de modelos paradescribir correctamente

el comportamiento de la ionosfera media,descubierta por HASI y situada entre los40 y 140 kilómetros de altura.El aterrizaje tuvo lugar a una velocidadde unos 4,5 metros por segundo, sobreuna superficie ni dura (como el hielosólido) ni muy compresible (como unmanto de aerosoles), sino más bien conpropiedades análogas a una arcilla húme-da, a nieve ligeramente compactada o aarena mojada, según los datos de los ins-trumentos Surface Science Package,GCMS y Descent Imager and SpectralRadiometer. El terreno mostraba aeroso-les precipitados, hielo de agua y trazas

de material y especies orgánicas queincluyen etano y al cianógeno. La prime-ra imagen tras el impacto muestra unasuperficie bastante plana con bloqueshelados distribuidos por doquier, guija-rros de un tamaño inferior a los 20 centí-metros. Su distribución y tamañodemuestran la existencia de una graninundación en un momento de la historiade Titán, y es una de las muchas eviden-cias de erosión debida a corrientes posi-blemente de metano líquido. No se hanvisto depósitos de metano líquido, comopodíamos prever, pero hay señales clarasde que algún líquido ha fluido en lasuperficie (redes de canales de drenaje,cantos en la superficie, morfología delínea de costa y apariencia de las regio-nes más bajas y oscuras). En definitiva,puede decirse que los procesos que tie-nen o han tenido lugar en la superficiede Titán son más similares a los queocurren en nuestro planeta que en cual-quier otro lugar del Sistema Solar.Titán tiene todavía mucho que desvelar-nos a la luz de los datos proporcionadospor Huygens. Tras la presentación delos mismos en la revista Nature delpasado 8 de diciembre de 2005, se hainiciado un análisis más profundo quenos conducirá a una interpretaciónmejor y más realista. La Historia deTitán solo acaba de empezar.

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REPORTAJES

Mosaico de imágenes tomadas por DISR durante su descenso quemuestran típicos canales fluviales y una posible línea de costa.

Imagen tomada por Cassini el 22 de agosto de 2005 que muestraalgunas regiones en latitudes medias de Titán, en especial la región"Bazaruto Facula" en el centro con su cráter oscuro central.

En Titán, de nuevo lahipótesis de la

existencia de unafuente geológica para

el metano con unaposible reserva de

clatratos almacenadosen el interior se ve

reforzada

Historia yy ccaracterísticas ggeneralesde llos GGRBsEn 1967, la serie de satélites espía nortea-mericanos Vela, diseñados para verificarque la URSS cumplía los tratados de noproliferación de armas nucleares, registróuna serie de explosiones de rayos gamma -el tipo de radiación más energética delespectro- que procedían del espacio. Estecasual descubrimiento abrió uno de losgrandes enigmas de la astrofísica del sigloXX que, bajo el nombre de GRBs -delinglés Gamma Ray Burst, o explosiones derayos gamma-, constituye uno de los fenó-menos más energéticos del Universo.Aunque ocasionales, los GRBs no consti-tuyen un fenómeno aislado: aproximada-mente ocurren tres al día en nuestro cielo.A principios de los años 90, diversos tra-

bajos mostraron que dichos GRBs sepodían englobar en dos grandes familias:los de larga y los de corta duración. Lamayoría (aproximadamente el 75% porciento) de los GRBs detectados en rayosgamma corresponden al tipo de larga dura-ción.

Casi 110 aaños dde ccontrapartidas ddeGRBs dde llarga dduraciónLos GRBs de larga duración muestran pul-sos de rayos gamma con duraciones supe-riores a dos segundos y espectros de altasenergías más blandos que los GRBs cor-tos. Estos últimos muestran duraciones pordebajo de los dos segundos (en ocasionesllegan a alcanzar duraciones tan brevescomo de unos pocos milisegundos) y hastala fecha se han mostrado más escurridizosque sus parientes de larga duración. Ambas clases de GRBs son detectados porlos satélites en órbita como intensos deste-

llos de radiación gamma (la atmósfera esopaca para la radiación gamma emitida porun GRB) y su posición en el cielo, con unerror de pocos minutos de arco, es deter-minada con retrasos de pocos segundos.Los astrónomos desde tierra utilizan estascoordenadas para apuntar los telescopios -ópticos, infrarrojos y de radio- a la mayorbrevedad, con el fin de encontrar la deno-minada contrapartida (que se desvanece encuestión de horas) es decir, la fuente aso-ciada a la radiación gamma recibida por elsatélite. La primera contrapartida de los GRBs delarga duración se detectó el 28 de febrerode 1997, después de varios miles de GRBsdetectados en rayos gamma durante treintaaños. Desde 1997 hasta la fecha se hadetectado aproximadamente un centenarde contrapartidas de GRBs largos.Estudios realizados desde 1999 hasta lafecha han demostrado que la emisión de la

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REPORTAJES

Un nnuevo ccampo pporexplorar

ESTALLIDOS DE RAYOS GAMMA DE CORTA DURACIÓN:

Javier Gorosabel (IAA)

Figura 1: Imagen del descubrimiento de la contrapartida óptica de GRB 050709, primer GRB corto con emisión óptica detectada. Las imágenes fue-ron tomadas con el telescopio danés de 1.5 m del observatorio de La Silla en el filtro R. La imagen de la izquierda fue tomada dos días después delGRB y muestra la emisión óptica (círculo pequeño) superpuesta a la galaxia anfitriona (más brillante en la imagen). Una semana después se tomó laimagen de la derecha, donde se muestra que la contrapartida ha desaparecido. Si a la imagen de la izquierda se le sustrae la central se obtiene la dela derecha, mostrando el residuo de la sustracción (dentro del círculo), esto es, la contrapartida óptica del GRB. Figura adaptada de Hjorth et al. 2005 (Nature 437, 859).

PRIMERA CONTRAPARTIDA ÓPTICA DE UN GRB CORTO

contrapartida se produce en un haz coli-mado, que se explica por el modeloconocido como del afterglow. EstosGRBs largos tienden a ocurrir en galaxiasasociadas a brotes de formación estelar.Por otra parte, se ha demostrado que pro-ducen una supernova tipo Ic cuyo pico deemisión ocurre aproximadamente quincedías después del GRB (en el sistema dereferencia en reposo). Los desplazamien-tos al rojo de los GRBs de larga duraciónmedidos hasta la fecha oscilan entrez=0,0085 y z=6,3. Actualmente se hanmedido desplazamientos al rojo para 65GRBs de larga duración, y se ha obteni-do un valor medio en torno a z=1,1.

2005, sse aabre uun nnuevo ccampo: llasprimeras ccontrapartidas dde GGRBscortosHubo que esperar al 9 de julio de 2005para la detección de la primera contra-partida de un GRB de corta duración (verFig. 1). Un equipo liderado por astróno-mos daneses (en el que participó el autorde este artículo), pertenecientes alInstituto Niels Bohr, detectó con el teles-copio de 1,5 m de La Silla (Chile) unobjeto cuyo brillo decaía rápidamente ycuya posición era consistente con la posi-ción determinada por el satélite HETE-IIen el rango de los rayos gamma y rayos-

X. Espectros tomados con el telescopioGemini, e imágenes tomadas por el teles-copio Hubble mostraron que dicho GRBcorto ocurrió en una galaxia con un corri-miento al rojo de z=0,16.Desde entonces se han detectado otrastres contrapartidas de GRBs de cortaduración. Aunque la muestra de GRBscortos es todavía muy reducida se empie-zan a vislumbrar diferencias estadísticasrespecto a los GRBs de larga duración.

Así, se ha observado que los GRBs decorta duración no tienden a ocurrir engalaxias starburst (con brotes de forma-ción estelar), y muestran poblacionesestelares de más avanzada edad en rela-ción con las galaxias anfitrionas de largaduración.Por otra parte, la evolución temporal deespectros multirango (construido desderadio hasta los rayos-X) indica que deforma casi sistemática los GRBs de cortaduración ocurren en medios de menordensidad que los de larga duración. Otradiferencia es la cantidad total de energíaluminosa radiada, de magnitud inferior ala de los GRBs de larga duración. Apesar de la alta calidad de las observa-ciones realizadas hasta el momento paralos GRBs cortos, no se ha detectado nin-guna supernova asociada a ellos, por loque hay fuertes evidencias de que no pro-vienen de la muerte violenta de estrellasmasivas, como se atribuye a los GRBslargos.Quizás uno de los aspectos más intere-santes de los GRBs cortos es su distribu-ción en desplazamientos al rojo. Comohemos mencionado anteriormente, losGRBs de larga duración muestran uncorrimiento al rojo medio de <z>=1,1.Sin embargo, los de corta duración mues-tran corrimientos al rojo menores

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REPORTAJES

Simulación de un sistema binario compuesto por dos estrellas de neutrones pocos segundos antes de la coalescencia. En el proceso de coalescenciase liberarían en menos de un segundo del orden de 10(49-50) erg en forma de radiación gamma así como intensas ondas gravitatorias. Nótese la deformación delas estrellas de neutrones debido a las intensas fuerzas de marea.

El modelo teórico que, sinduda, mejor describe las

característicasobservacionales de los GRBs

cortos se basa en lacoalescencia de un sistemabinario formado por objetos

compactos

Los GRBs de cortaduración se han

convertido en los últimosmeses en una de las

grandes esperanzas tantopara los detectores de

ondas gravitatoriasactuales como para losprevistos en el futuro

(<z>=0,6). Actualmente no se conocesi dicha diferencia es una característicaintrínseca o se debe a un sesgo observa-cional, que favorece la detección de losGRBs largos a mayores distancias dadoque éstos son de media unas diez vecesmás luminosos que los de corta duración.Actualmente existe un intenso debate enel campo de los GRBs sobre esta cues-tión.

GRBs yy oondas ggravitatoriasEl modelo teórico que, sin duda, mejordescribe las características observaciona-les de los GRB cortos se basa en la coa-lescencia de un sistema binario formadopor objetos compactos. Estos dos objetospueden ser dos estrellas de neutrones oun agujero negro y una estrella de neu-trones. En ambos casos el colapso del sis-tema se explica por la pérdida de energíamediante la emisión de ondas gravitato-rias. Dichas ondas se producen cuandoun cuerpo masivo distorsiona el espacio-tiempo circundante mediante una varia-ción temporal de su momento cuadrupo-lar gravitatorio. La configuración geomé-trica de un sistema orbital compuesto pordos cuerpos es especialmente eficiente ala hora de emitir dichas ondas, que sepropagarían a la velocidad de la luz desdeel emisor (en este caso el progenitor delGRB corto) hasta el observador (en estecaso la Tierra). Esta radiación es unaconsecuencia directa de la teoría generalde la relatividad de Einstein, y no se hadetectado hasta la fecha. Sin embargo,las variaciones orbitales predichas por laemisión de dichas ondas fueron detecta-das con éxito para el caso del púlsardoble PSR B1913+16, que supuso elpremio Nobel de física para Taylor yHulse en el año 1993. Así, para el casode un GRB corto (cuya composición geo-metrico-material sería semejante al púlsardoble PSR B1913+16), se predice detec-ción de ondas gravitatorias coincidente(en el espacio y en el tiempo) con losrayos gamma. El tiempo necesario para que un sistemabinario típico compuesto por dos estrellasde neutrones colapse por emisión deondas gravitatorias es del orden de 107-9

años. Este hecho explicaría por qué en las gala-xias anfitrionas de los GRBs cortos elevento explosivo ocurre cientos de millo-nes de años después de que la actividadde formación estelar haya cesado. Estono ocurriría en el caso de los GRBs lar-

gos, donde la explosión de GRB es coetá-nea a la formación estelar de la galaxia(se estima que un progenitor de GRBlargo, una estrella masiva de unas cienmasas solares en la secuencia principal,explota cuando tiene una edad de tan solounos pocos millones de años).

Los GRBs de corta duración se han con-vertido en los últimos meses en una delas grandes esperanzas tanto para losdetectores de ondas gravitatorias actuales(LIGO y VIRGO, por ejemplo) comopara los previstos en el futuro (LISA,proyectado para el 2008).

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REPORTAJES

REFERENCIAS:

Castro-Tirado et al. 1999; Science 283, 2069.Christensen, Hjorth & Gorosabel 2004, A&A, 425, 913.Fox et al. 2005, Nature 437, 845.Galama et al. 1998, Nature, 395, 670.Gorosabel et al. 2006, A&A en prensa; astro-ph/0510141.Haislip et al. 2006, Nature en prensa; astro-ph/0509660.Hjorth et al. 2005, Nature 437, 859.Klebesadel, Strong, Olsen 1973, ApJ 182, L85.Kouveliotou et al. 1993, ApJ 413, L101.Sari, Piran & Narayan 1998; ApJ 497, L17.Stanek et al. 2003, ApJ 591, L17; Hjorth et al. 2003, Nature 423, 847.Tagliaferri et al. 2005, A&A 443, L1.Van Paradijs et al. 1997, Nature 386, 686.Villaseñor et al. 2005, Nature 437, 855.

Concepción artística de LISA, el detector de ondas gravitatorias proyectado para el 2008. Fuente:PPARC.

El centro de nuestra Galaxia es unaregión muy densa, con enormes can-tidades de gas y polvo, lo que pro-

voca que la radiación que emiten los obje-tos en el visible esté completamente extin-guida. Por ello, el estudio de esta regióntiene que realizarse a aquellas frecuenciasdel espectro electromagnético que soncapaces de atravesar este "velo" que loenvuelve. Así, si observamos en rayos Xdetectaremos los objetos más masivos yenergéticos, como los remanentes desupernova, los vientos estelares en coli-sión y las superburbujas, y si lo hacemosen longitudes de onda de radio veremoslas regiones de formación estelar, lasnubes moleculares o la fuente compactaen el centro dinámico de la galaxia -pre-sumiblemente un agujero negro superma-sivo.

El ccentro dde lla GGalaxiaA longitudes de onda de radio se tiene laposibilidad de realizar observacionesinterferométricas de muy larga base (eninglés, VLBI), que combinan las observa-ciones de varios radiotelescopios y alcan-zan resoluciones mejores que un milise-gundo de arco. Se ha utilizado esta técni-ca para estudiar SgrA*, la fuente compac-ta en el centro de la Vía Láctea. A lo lar-go de los últimos años, diversos autoreshan realizado observaciones de VLBI enlongitudes de onda centimétricas y handeterminado, por un lado, que el tamañoangular de SgrA* a 1,3 centímetros es delorden de 2,5 milisegundos de arco, lo quecorresponde a doce UnidadesAstronómicas, si asumimos que SgrA* seencuentra a una distancia de 8,0 Kpc. Porotro lado, han comprobado que el tamañoangular es proporcional al cuadrado de lalongitud de onda a la que se observa elobjeto, lo que indica que el tamaño que seestá midiendo no es el intrínseco deSgrA*, sino el tamaño "ensanchado" porun fenómeno de dispersión debido a quela radiación atraviesa el medio turbulentoe ionizado localizado en el centro de laGalaxia. Asimismo, esta dependenciasugiere que realizando observaciones deVLBI a longitudes de onda milimétricas,

el tamaño asociado a la dispersión en elmedio interestelar disminuirá de tal formaque se podrá medir el tamaño intrínsecode SgrA* (o el tamaño real de la regiónque emite a esa longitud de onda).Recientemente, un grupo de científicosliderado por Zhi-Qiang Shen ha realizadoobservaciones de VLBI a longitudes deonda milimétricas (7 y 3 milímetros) y hapodido establecer el tamaño intrínseco deSgrA* a 3 milímetros en 1,01 UAs, queresulta mayor que el que cabría esperar sila determinación estuviera afectada por ladispersión en el medio interestelar (0,64UA). Asumiendo que SgrA* tiene unamasa de cuatro millones de masas solares,lo que se ha calculado a partir de losmovimientos propios de las estrellas máspróximas, un tamaño de una UnidadAstronómica corresponde a 12,6 veces elradio de Schwarzschild para SgrA* (elradio de Schwarzschild - Rsch - nos dauna idea del "tamaño" del agujero negro).Del valor de la masa y del tamaño deSgrA* se obtiene un valor enorme para ladensidad (6,5 x 1021 masas solares porparsec al cubo), que es diez veces el valordeterminado para agujeros negros super-masivos en el corazón central de las gala-xias activas.

Cada vvez mmás ccercaCuando se mejoren las técnicas y sea posi-ble observar con VLBI en longitudes deonda más cortas (1,3 o 0,8 milímetros),podremos comprobar que el tamañointrínseco de SgrA* a longitudes de ondasubmilimétricas es inferior a 1AU; escomo si observáramos cada vez más haciadentro del agujero negro, aproximándo-nos a lo que se conoce como "última órbi-ta estable", o la última órbita donde elmaterial puede girar en torno al agujeronegro sin caer en él. De hecho, con obser-vaciones submilimétricas estaríamos muycerca de la última órbita estable de unagujero negro sin rotación (situada a unostres Rsch, o radios de Schwarzschild) oun poco más lejos en el caso de un aguje-ro negro en rotación (a unos 0,5 Rsch).La determinación observacional deltamaño proporcionará información únicasobre el spin -la rotación- del agujeronegro. Además, es interesante destacar

que el tamaño intrínseco a 3,5mm corres-ponde, tal y como propusieron Falcke ycolaboradores (2000), a dos veces el diá-metro de la sombra que se produce debi-do a que los rayos de luz se curvan por elefecto de la gravedad asociada a la con-centración de masa en SgrA*. Ello quieredecir que las observaciones de VLBI alongitudes de onda de 1,3 milímetros ysubmilimétricas permitirán determinar laexistencia (o no) de esa sombra y confir-mar el agujero negro supermasivo comoposible naturaleza de SgrA* (frente aotras hipótesis como una estrella super-masiva de material no-bariónico). Comoel propio Shen indica en su contribución ala NRAO Newsletter, estas observacionesconstituirán un test clásico de la teoría dela Relatividad General de Einstein en con-diciones extremas.

Referencias:Falcke, H. et al. ApJL 528, L13 (2000).Ghez, A.M. et al. ApJ 620, 744 (2005).Shen, Z.Q. et al. Nature 438, 62 (2005).

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NOTICIAS

Acercándonos aal ccentro dde llaVía LLáctea

Imagen de la región central de la Vía Láctea. Fuente:NRAO/AUI.

Antonio Alberdi (IAA)

SgrA*

Recientemente, un grupo de astróno-mos ha descubierto una estrella en lasregiones más externas de la Vía

Láctea que se mueve a 723 kilómetros porsegundo -a esa velocidad se puede dar unavuelta a la Tierra en menos de una hora-. Elanálisis de su composición química revelaque se trata de una estrella joven, de unostreinta millones de años, cuya masa puedeequivaler a ocho soles. Este descubrimiento plantea dos incógnitas:el lugar donde se halla la estrella, bautizadaHE 0437-5439, y su velocidad. Las estrellastan masivas viven como mucho unos cientosde millones de años (el Sol, más bien unaestrella mediana, ya tiene cinco mil millonesde años), y suelen encontrarse en regiones dela Galaxia con brotes de formación estelar,como la nebulosa de Orión. Sin embargo,HE 0437-5439 se encuentra en el halo de laVía Láctea, una amplia esfera que ciñe lagalaxia y donde residen algunos cúmulosglobulares y estrellas viejas dispersas. Loscúmulos globulares agrupan hasta millonesde estrellas pertenecientes a la primera gene-ración de estrellas y, por tanto, muy viejas yfrías. ¿Qué hace esta joven estrella en el"geriátrico" de nuestra galaxia?La segunda incógnita, la velocidad, aporta asu vez algunas pistas, aunque no definitivas.La estrella se desplaza tan rápido que la fuer-za de gravedad de la galaxia no es suficientepara retenerla, de modo que terminará esca-pando al espacio intergaláctico. Esto resuel-ve el primer problema: no se formó en ellugar donde ahora se encuentra. Pero lasestrellas no nacen propulsadas a esa veloci-dad, así que los científicos buscaron un posi-ble impulsor, y lo hallaron en las prediccio-nes teóricas: sólo un agujero negro superma-sivo, millones de veces más masivo que elSol, podría acelerar a la estrella de esemodo. Por ejemplo, si un sistema estelarbinario se aproximara a sus inmediaciones,una estrella sería devorada y su compañeraexpulsada. Las regiones centrales de la VíaLáctea albergan a SgrA*, un agujero negrosupermasivo de unos cuatro millones demasas solares que bien podría ser el respon-sable del destierro de HE 0437-5439...Pero no iba a ser tan fácil: el tiempo de viajedesde el centro de la galaxia hasta el halo

supera con creces la propia edad de la estre-lla, así que o bien se formó en otro lugar oes más vieja de lo que aparenta.

Dos eescenarios pposiblesPor su posición en el cielo, HE 0437-5439podría provenir de la Gran Nube deMagallanes, una galaxia satélite de la VíaLáctea que se encuentra a 156.000 años luzde distancia; de hecho, la estrella se hallamás cerca de ella que de la Vía Láctea y suedad sí que es suficiente para viajar desde elcentro de la Gran Nube hasta su posiciónactual. Pero, para que todo cuadre, la Gran Nube deMagallanes debería esconder un agujeronegro supermasivo en su región central, yeste sería el primer indicio de su existencia. La otra posibilidad plantea que HE 0437-5439 sea una "estrella azul vagabunda", loque nos remite a un misterio que duró másde cuatro décadas y que se resolvió en 1997.Los científicos observaron que algunoscúmulos globulares se hallaban salpicados deestrellas jóvenes, brillantes y masivas, cuyaposición resultaba difícil de explicar. En1997, el Telescopio Espacial Hubbleobservó que una de estas enigmáticas estre-llas azules, situada en el cúmulo globularTucana 47, giraba sobre sí misma 75 vecesmás rápido que el Sol. Este hallazgo con-firmó una de las teorías sobre la formaciónde las estrellas azules vagabundas, según la

que son fruto de la fusión de dos estrellas debaja masa. La explicación resulta sencilla: los cúmulosglobulares agrupan millones de estrellas enespacios tan reducidos que, en un volumenequivalente al de nuestro Sistema Solar,podrían congregarse varios cientos de ellas.Esta estrechez favorece la colisión entreestrellas y la formación de azules vagabun-das, bien a partir de sistemas binarios o -quizá menos probable-, del encuentro de dosestrellas aisladas. La fusión provoca que elhidrógeno de las capas externas de ambasestrellas pase a las regiones centrales y rea-vive la combustión de la nueva estrella, queserá mayor, más caliente (por lo tanto, másazul) y aparentemente más joven que susvecinas en el cúmulo.

Conclusiones ppendientesSi nuestra enigmática estrella, HE 0437-5439, fuera una azul vagabunda, o más viejade lo que parece, sí que podría haber parti-do del centro de la Vía Láctea y ya no habríaque buscar un agujero negro supermasivo enla Gran Nube de Magallanes. El problemareside en que no se dispone de suficienteinformación para confirmar uno de los esce-narios, de modo que se estudiará en detallela composición de HE 0437-5439 para ver sise asemeja a la de las estrellas de la GranNube y se precisará la dirección en la que semueve para determinar su procedencia.

NOTICIASIA

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Silbia López de Lacalle (IAA)

El hallazgo, en el halo de la Vía Láctea, de una estrella joven que se mueve agran velocidad plantea varias incógnitas

LA EEXTRAÑA VVAGABUNDA

El cúmulo globular 47 Tucana(izquierda) presenta varias estrellaazules vagabundas (señaladas concírculos amarillos en la imagen de laderecha). Fuente: R. Saffer, D. Zureky NASA.

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NOTICIAS

Silbia López de Lacalle (IAA)

Hasta hace poco, cuando se hablaba de agu-jeros negros se distinguían dos tipos: los este-lares, producto de la explosión de supernovade una estrella muy masiva, y los agujerosnegros supermasivos situados en los núcleosde las galaxias activas, que parecen tener suorigen en la acumulación de enormes canti-dades de gas y polvo en la infancia de algu-nas galaxias o por la fusión de varios aguje-ros negros. Mientras que los primeros tienenuna masa equivalente a unos pocos soles, lossegundos alcanzan la friolera de miles demillones de soles en una región menor que elSistema Solar. Hace unos cinco años comen-zaron a encontrarse indicios de la existenciaagujeros negros medianos, de entre cien ydiez mil masas solares, que podrían consti-tuir el enlace entre estos dos tipos, pero aúnno se ha obtenido la confirmación definitiva.

Aunque la fuerza gravitatoria deun agujero negro es tan intensaque ni la luz puede escapar -por

lo tanto, ni emiten ni reflejan luz-, losastrónomos observan los efectos queprovocan en sus inmediaciones paradetectarlos. Por ejemplo, si forma partede un sistema binario, su fuerza de gra-vedad atraerá material de la compañeray formará un disco cuya materia, en sucaída hacia el agujero, se calentarátanto que liberará abundante energía enrayos X -estos sistemas se conocencomo "binarias de rayos X"-. Aparte dela energía liberada, existen otros indi-cativos de la existencia de agujerosnegros, como la expulsión de chorrosde materia a velocidades próximas a lade la luz o diversos fenómenos erupti-vos muy energéticos y violentos. En elcaso, por ejemplo, del agujero negrosupermasivo que se halla en el centrode la Vía Láctea, la prueba definitiva sehalló en el movimiento de las estrellascercanas: giraban alrededor del centrogaláctico con velocidades de 1500 kiló-metros por segundo -50 veces más rápi-do que la Tierra alrededor del Sol- ysólo la fuerza gravitatoria de un aguje-ro negro podría retener a estas acelera-das estrellas en su órbita.

¿Objetos iinclasificables?En las galaxias, los objetos puntuales queostentan el récord en emisión de rayos Xson las ya mencionadas "binarias de rayosX", sistemas en los que un agujero negroo una estrella de neutrones devora elmaterial de una estrella compañera. Perose han detectado unos objetos, las fuentesultraluminosas de rayos X -o ULXS, delnombre en inglés-, cuyo brillo excedeentre diez y mil veces la luminosidad queun agujero negro puede alcanzar robandomateria a su compañera. La explicaciónde estos objetos divide a los científicos:algunos creen que sólo un agujero negrode cientos o miles de masas solares expli-caría una luminosidad tan alta, lo que con-firmaría la existencia de los agujerosnegros de masa intermedia, mientras queotros recurren a otras explicaciones. Porejemplo, unos argumentan que se trata debinarias de rayos X normales cuya emi-sión se concentra en un haz que apuntadirectamente hacia nosotros, por lo que suintensidad parece mucho mayor (pero laspartículas responsables de la emisióndeben desplazarse a velocidades próximasa la de la luz para que esta explicación seaválida). Otros investigadores atribuyen elexceso de luminosidad a la presencia degrumos o inhomogeneidades en el disco,

de modo que el objeto sería también unabinaria de rayos X. Sin embargo, losdatos de algunas de estas fuentes ultralu-minosas esquivan las explicaciones alter-nativas y parecen insistir en la posibilidadde los agujeros negros intermedios.

Posible cconfirmaciónHasta ahora, la masa de estos objetos secalculaba midiendo cuánto tirón gravita-torio era necesario para que resultara laintensidad observada. El pasado 5 deenero, un grupo de astrofísicos estadou-nidense anunció el descubrimiento deM82 X-1, una fuente ultraluminosa derayos X que permite calcular la masa conotro método: su emisión es variable yoscila entre sus máximos y mínimos conun periodo de 62 días, lo que sugiere laexistencia de una estrella que gira a sualrededor. Y si se conoce el periodo derotación y la velocidad de la estrellacompañera, los científicos pueden deter-minar la masa del agujero negro que, demomento, se calcula en unos 500 soles.Cuando se precise la velocidad de lacompañera se podrá comprobar la exacti-tud de este cálculo y, si es correcto,constituirá la primera detección irrefuta-ble de un agujero negro de masa inter-media.

¿Nuevo ttipo dde AGUJERO NNEGRO?

La galaxia M82. Fuente:M. Westmoquette (UCM),J. Gallagher (Univ.Wisconsin-Madison), L.Smith (UCM),WIYN//NSF, NASA/ESA.

En estos tiempos de supuesta paridadsexual resulta interesante rememo-rar algunos periodos de la historia

reciente, y más aún si centramos nuestramirada en la historia de la Ciencia, unmundo particularmente cerrado desdesiempre a las mujeres. Y es que, curiosa-mente, a veces fue esta actitud machista laque permitió que algunas mujeres pudieranacceder a este reino de hombres y dejar suparticular huella. Es lo que ocurrió con estahistoria, la historia del llamado "Harén dePickering".Corrían los primeros años del siglo XX: elmundo se situaba en las postrimerías de laprimera guerra mundial, se hundía elTitanic y la ciencia comenzaba a desen-trañar los misterios del átomo. El HarvardCollege Observatory (HCO), fundado en1839 en Cambridge (Massachussets) y unode los primeros centros sufragados exclusi-vamente para la investigación astronómica,se enfrentaba a un reto sin precedentes ensu historia: el catálogo de Henry Draper.Henry Draper pretendía determinar lamayor lista de posiciones, magnitudes ytipos espectrales de estrellas realizada hastala fecha, pero falleció mucho antes de com-pletarla. Su viuda, deseosa de mantener lamemoria de su marido, donó 400.000 dóla-res al HCO con el objeto de continuar yampliar la obra de su marido. El proyectoimplicaba el ingente trabajo de analizarestrella por estrella cientos de placasfotográficas de diferentes zonas del cielo.Sobra decir que en aquella época noexistían los medios informáticos actuales yesta ardua y tediosa labor era realizada "amano" por astrónomos; los denominados"computers". Esto conllevaba un proble-ma: contratar el número de "computers"que exigía el proyecto suponía, a pesar dela donación, un tremendo desembolso parael centro. Y aquí es donde el por entonces directordel HCO, Edward C. Pickering, tuvo subrillante idea: contratar "computers" feme-ninas. En su opinión, las mujeres eran ide-ales para este sistemático trabajo, yademás cobraban entre 0,25 y 0,30 dóla-res por hora, menos de la mitad de lo quese pagaba a un hombre por la misma tarea. Durante aquellos años el HCO dobló suplantilla de "computers" empleando casiexclusivamente personal femenino. Entre

1918 y 1924, este grupo de mujeres (algu-na con formación universitaria) quemuchos comenzaron a denominar el Harénde Pickering, amplió en 225.300 estrellasel catálogo Draper, que para magnitudesentre 7 y 10 aún es el más completo encuanto a información espectral se refiere.Entre este grupo de pioneras se encuentranmuchos nombres propios que forman partede la historia de la astronomía, comoAnnie Cannon, que desarrolló el sistemade clasificación espectral estándar desde1910, o Antonia Mauri, que diseñó otrosistema que más tarde adaptaría EjnarHertzsprung para su diagrama color-tem-peratura, uno de los pilares de la físicaestelar. Pero, sin duda, entre todas ellasdestaca Henrietta Swan Leavitt. Henrietta entró en el HCO en el año 1893,pero una enfermedad que le provocó sor-dera de por vida hizo que dimitiera. En1902 retornó al observatorio, esta vezcomo asistente, y llegó a ser encargada deldepartamento de fotometría. Henrietta seespecializó en la búsqueda de estrellasvariables, estrellas que aumentan y dismi-nuyen su brillo cíclicamente con un deter-minado periodo. Descubrió más de 2.400,la mitad de todas las estrellas variablesconocidas hasta la fecha. Además halló

que un tipo particular de estrella variable,las llamadas cefeidas, cumplían una rela-ción muy peculiar: cuanto más luminosaera la estrella cefeida, más largo era elperiodo con el que variaba su brillo. Setrata de la denominada relación periodo-luminosidad, y es tremendamente útil enastrofísica porque permite obtener la dis-tancia a la que se encuentran dichas estre-llas. Sorprendentemente, tras el hallazgoPickering la recondujo a tareas menores.De hecho, el artículo original donde semuestra el descubrimiento está firmadoexclusivamente por el director del HCO.Gracias al descubrimiento de Henrietta,años después se calculó la distancia a lasnubes de Magallanes y se confirmó que nopertenecían a la Vía Láctea, y EdwinHubble determinó la existencia de galaxiasexteriores a la nuestra. Hoy en día es unade las columnas vertebrales de la astrofísi-ca moderna.Aunque analizada hoy la actitud dePickering es sin duda machista, en sumomento fue revolucionaria (laUniversidad de Harvard ni siquieraadmitía mujeres) y permitió que muchaspudieran dejar su valiosa aportación en lahistoria de la astronomía.

El harén de Pickering

Fotografía de Pickering junto con parte de las mujeres en plantilla (año 1913).

Emilio J. García (IAA)

HISTORIAS DE ASTRONOMÍAIA

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ASTROFÍSICA EN BREVE

¿Actividad ggeológica een EEncelado?Encelado es una de las lunas interiores de Saturno, cuya superfi-cie helada refleja prácticamente el 100% de la luz solar que lellega. El satélite tiene una superficie muy variada, que presentahasta cinco tipos diferentes de terreno y donde las zonas con crá-teres se alternan con otras perfectamente lisas. También podemosapreciar otros tipos de estructuras geológicas como fisuras, llanosy otros tipos de deformaciones de su corteza. Todo esto apunta ala existencia de algún fenómeno geológico de regeneración de susuperficie. Pues bien, la sonda Cassini de la NASA ha obtenido reciente-mente imágenes que definitivamente confirman esta teoría. Estasimágenes revelan la existencia de espectaculares chorros de vaporde agua y pequeñas partículas de hielo eyectadas desde la regiónpolar sur del satélite. El más débil de estos chorros (imagen)alcanza alturas sobre la superficie del satélite de unos 190 kiló-metros - su tamaño equivale a la anchura del propio satélite-. Lasimágenes fueron tomadas el pasado mes de julio, cuando Cassinisobrevolaba el satélite a unos cientos de kilómetros de distancia.Estas imágenes además confirman que Encelado está continua-mente suministrando material al anillo E de Saturno. Investigaciones previas sugieren que estos chorros de partículasproceden de fracturas sorprendentemente "calientes" para un cuer-po helado como es Encelado. La principal pregunta que surgeahora se refiere a los mecanismos que producen estos enormesgéiseres en el satélite. En cierto modo, el fenómeno es parecido alos chorros de gas, hielo y pequeñas partículas de polvo eyectadasdesde las superficies de los cometas debido a su interacción conla radiación solar. Sin embargo, a pesar de tener un efecto pare-cido al cometario, los mecanismos que producen estos chorros en

Encelado deben tener una naturaleza totalmente diferente. Sesugiere que el calentamiento interno pueda deberse al efecto de lasmareas, al igual que ocurre en Ío, uno de los satélites de Júpiter.La órbita de Encelado alrededor de Saturno es muy excéntrica, demodo que el satélite no se halla siempre a la misma distancia desu planeta; así, se ve sometido a continuas compresiones y expan-siones debidas a las diferencias en el campo gravitatorio al que seve sometido, en el que también intervienen los satélites vecinos,Tetis y Dione. Esto produce un calentamiento interno del satéliteque podría originar los fenómenos que estamos observando.

Más información en: http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/

Venus presenta enigmas únicos en todo elSistema Solar: mientras que el planeta semueve muy despacio, sus nubes se despla-zan con una velocidad sesenta veces supe-rior a la del planeta, lo que indica que enla alta atmósfera soplan vientos que puedensuperar los 300 kilómetros por hora y cuya

existencia aún no ha sido explicada.Además, a unos 80 kilómetros de alturaexiste un mecanismo desconocido queabsorbe la radiación ultravioleta y haydatos que sugieren que, aunque Venus esunas cien mil veces más seco que la Tierra,en algún momento de su historia perdió elequivalente a un océano de agua. Ante tantas preguntas sin respuesta, la

Agencia Espacial Europea (ESA) decidióponer fin a más de una década sin misionesa Venus y desarrolló Venus Express, unamisión que en abril del próximo año sesituará en la órbita de Venus e iniciará unestudio sin precedentes de la complejaatmósfera del planeta.

Venuus EExpress

Más información: http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/

Un grupo de astrónomos acaba de medir el brillo y la temperatu-ra de Vega con CHARA, una red de seis telescopios que haencontrado explicación a la elevada luminosidad de la estrella:Vega no es una esfera, sino que tiene forma oblonga. Pero ni siquiera la Tierra es perfectamente redonda: debido a surotación diaria, presenta un ligero achatamiento en los Polos. Siaplicamos esta idea a las estrellas, de carácter gaseoso y en algu-nos casos con velocidades de rotación altas, llegamos a la conclu-sión de que también debe haber estrellas aplanadas. Y, de hecho,Vega rota tan rápido que casi se rompe: gira sobre sí misma cadadoce horas y media (el Sol cada 25,4 días), lo que constituye el92 por ciento de la velocidad que debería alcanzar para desgajar-se. Como consecuencia, su diámetro ecuatorial es un 20 por cien-to mayor que el polar, y su temperatura en los polos asciende a

9.900 grados, 2.300 grados porencima de la del ecuador. Si atodo esto añadimos una últimapeculiaridad de Vega, el miste-rio se resuelve: y es que noso-tros estamos situados de talmodo que observamos uno delos polos de la estrella que, altratarse de una zona más caliente, también es más luminosa (deahí ese "exceso" de luminosidad). Su orientación ha provocadoque su alta velocidad de rotación pasara desapercibida y que hastaahora se confiara en su redondez.

La eestrella aachatada

Más información en: http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html

ACTIVIDADES IAAIA

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SEMANA DDE LLA CCIENCIAY LLA TTECNOLOGÍA 22005Con motivo de la Semana de la Ciencia y la Tecnología 2005, elInstituto de Astrofísica de Andalucía organizó, en noviembre delpasado año, una serie de actividades de divulgación que recibieronuna excelente acogida por parte del público. Se diseñó una campañade publicidad que jugaba con el equívoco y relacionaba objetosastronómicos con otros más cotidianos y se proyectó, en la plaza delCarmen de Granada, el montaje "Ciencia a lo grande", realizado con-juntamente con la Estación Experimental del Zaidín (EEZ-CSIC).

JUEVES 110, ““1905: UUNA OODISEA EEN EEL TTIEMPO”

Como pequeño homenaje del IAA al año milagroso de AlbertEinstein, 1905, se propuso en esta charla reflexionar sobre lanaturaleza del tiempo y sobre cómo pasó a ser desde entonces unobjeto de investigación positiva. Empezando por unas reflexio-nes generales sobre qué entendemos por tiempo en nuestra vidacotidiana, se nos fue introduciendo en los aspectos centrales dela teoría de la relatividad restringida.Para finalizar, se hizo una breve descripción de dónde nosencontramos en la actualidad en relación a nuestro entendimien-to del tiempo y qué tipo de preguntas quedan aún por resolver.Conferenciante: Carlos Barceló (IAA).

VIERNES 111, ““UN AAÑO DDE AASTRONOMÍA” YY NN

La actividad comenzó con un repaso a algunos de los resultaño, y después tuvo lugar la “noche de observación”, que se(situado en la azotea del edificio) conectado vía Internet a las

MIÉRCOLES 99, ““LA EESTRUCTURA DDEL UUNIVERSO”Y ““UN PPASEO PPOR EEL MMICROCOSMOS”

Guillermo Tenorio-Tagle (IAA-INAOE) y Matilde Barón (EEZ)realizaron un extenso recorrido desde el Big Bang hasta la célula.

IAA

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ACTIVIDADES IAA

Se ha celebrado en ESTEC la novena semana de COROT. Estareunión, que se celebra dos veces por año, tuvo lugar por últi-ma vez en Toulouse (Francia) y anteriormente aquí, enGranada. Esta vez las discusiones se han centrado en la modifi-cación de la estrategia de observación debido a un nuevo retra-so, esta vez de solo de tres meses, y definitivamente se lanzaráel 15 de octubre de 2006 desde Baikonur. El satélite está com-pletamente preparado y solo queda por realizar su implementa-ción en el cohete y terminar el software de Control de laMisión. Esto último es el trabajo que actualmente está realizan-do la empresa española GMV. El resto de actividades se hancentrado básicamente en simular series de datos similares a las

que va a suministrar el preciso fotómetro de la misión -0,1 mili-magnitudes para la detección de tránsitos en estrellas de alrede-dor de quince magnitudes y 0,6 partes por millón para estrellasmás brillantes de seis magnitudes para la detección de oscila-ciones de tipo solar- con el objeto de ser modeladas por los dis-tintos equipos científicos tanto dedicados a la detección de pla-netas como a la astrosismología. Definitivamente, el campo alque apuntará por primera vez durante los primeros 30-40 díasestará centrado en el par de estrellas brillantes HD 49434, unavariable de tipo gamma Doradus descubierta por nuestro equi-po en el OSN, y HD 49933, un oscilador de tipo solar descu-bierto usando HARPS en La Silla.

Reunión dde CCOROT

Y NNOCHE DDE OOBSERVACIÓN

sultados científicos más relevantes dele se llevó a cabo con el telescopio PETIa las cuatro pantallas del patio del IAA.

Conferenciantes: Antonio Alberdi,Miguel Ángel Perez-Torres, Olga Muñoz,Luisa Lara y PabloSantos.

Imagen de la proyección “Ciencia a lo grande”.

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

LAS CONSTANTES DE LA NATURALEZA. John D. Barrow. Editorial Crítica, 2005.LOS PREMIOS DARWIN. Wendy Northcutt. (Ensayo / RBA No Ficción).

LIBROS DE DIVULGACIÓN

EINSTEIN, POR FAVOR. Jean-Claude Carrière (Editorial RBA).

COMENTARIO DE EMILIO J. GARCÍA (IAA-CSIC). De la miríada de libros sobre la figura de Einstein que se publicaron elpasado año con motivo del centenario de su "annus mirabilis", nos ha llamado la atención este "Einstein, por favor", principalmen-te por el nombre de su autor, Jean-Claude Carrière. Carrière no es investigador, ni tan siquiera periodista científico. Carrière esguionista de cine. Mano derecha de Buñuel durante su etapa francesa, a él se deben guiones como "Belle de Jour" o "La Vía Láctea",entre otros muchos, y ha estado nominado varias veces al Óscar.El qué le ha llevado a escribir un libro sobre el genial físico no lo sabemos, pero "Einstein, por favor" no es exactamente un librode divulgación, como tampoco es un libro histórico. Se trata de una entrevista imposible a un Einstein atrapado en un limbo atem-poral y surrealista donde no solo da un repaso a sus ideas científicas y a los momentos más importantes de su vida, sino donde,entre otras, discute con Newton, reflexiona sobre sus errores, sobre física cuántica y teoría de cuerdas, y donde filosofa sobre elpapel de la ciencia dentro del conocimiento humano. Un libro a veces desordenado y quizá falto de algo más de profundidad, peroameno, interesante, bien escrito y diferente sobre la figura del científico probablemente más famoso de la historia de la humanidad.

CHARLAS DIVULGATIVAS PARA COLEGIOS EN EL IAAEl IAA organiza mensualmente charlas de divulgación astronómica para estudiantes, a petición de los colegios interesados. Puedenobtener más información en la página Web del instituto (Tel.: 958 12 13 11; e-mail: antxon@iaa.es).

AGENDA

LIBROS CIENTÍFICOS

REUNIONES Y CONGRESOS

PROCEEDINGS OF THE 8TH CONFERENCE ONELECTROMAGNETIC AND LIGHT SCATTERING

BY NONSPHERICAL PARTICLES: THEORY,MEASUREMENTS AND APPLICATIONS.Salobreña, 16-20 mayo de 2005Editores: Fernando Moreno, José Juan López-Moreno, OlgaMuñoz y Antonio Molina.Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer(en imprenta).

TIDAL EVOLUTION AND OSCILLATIONS INBINARY STARS. THIRD GRANADA WORKSHOP

ON STELLAR STRUCTURE. Granada, 26-28 mayo de 2004Editores: Antonio Claret, Álvaro Giménez y Jean-Paul Zahn.Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol 383.

SECOND WORKSHOP ON MARS ATMOSPHERE MODELLING AND OBSERVATIONS. Fecha: del 27 de febrero al 3 de marzo de 2006.

Lugar de celebración: Palacio de Exposiciones y Congresos de Granada. Presidente del comité organizador local: Miguel Ángel López-Valverde.Información:

http://www.iaa.es/~valverde/Granada2006/LOC.html

FECHA

26 de enero

23 de febrero

30 de marzo

CONFERENCIANTE

Javier Gorosabel (IAA-CSIC)

Rafael Ramón (Univ. País Vasco)

Emilio J. Alfaro (IAA-CSIC)

TEMA O TÍTULO TENTATIVO

Después del lado oscuro del Universo... su lado violento.

Mitología clásica: su relación con la literatura, las artes y las

ciencias.

¿Qué hacen los astrónomos?