El Boletín Radio@stronómico es una publicación trimestral, donde se incluyen noticias
relacionadas con la Astronomía y más específicamente la Radioastronomía. Es un
vehículo de comunicación que nos permite dar a conocer las novedades y actividades
desarrolladas en el Instituto.
A partir del número 11 el Boletín cuenta con su número de ISSN. El International Standard Serial Number (ISSN) es un número internacional normalizado que se asigna a las publicaciones periódicas, o sea a todas aquellas publicaciones que aparecen a intervalos regulares o irregulares de tiempo, y a las que comunmente se las conoce como revistas. Este número identifica a la publicación en forma única y se tramita a través del Centro Argentino de Información Científica y Tecnológica (Caicyt). Es importante para nosotros seguir trabajando para hacerles llegar nuestro Boletín. Desde ya estamos agradecidos y los instamos a comunicarse con nosotros para plantearnos cualquier consulta o sugerencia. 
|
El comité de nominaciones de la Unión Astronómica Internacional (IAU), organismo que define los nombres de planetas y otros objetos celestes, así como los estándares en astronomía, aceptó designar con el nombre BAJAJA al asteroide 5386 en honor al Dr. Esteban Bajaja.
El asteroide 5386 = 1975 TH6, fue descubierto el 1 de octubre de 1975 por el grupo del Telescopio Astrográfico Doble de la Estación Astronómica Dr.
Carlos Cesco, dependiente del Observatorio Astronómico Félix Aguilar, provincia de San Juan, Argentina.
En las consideraciones de la propuesta, se ha destacado la gran labor del Dr. Bajaja orientada a la concreción de lo que hoy es el IAR y la radioastronomía argentina en general.
El Dr. Bajaja fue Director del IAR en dos oportunidades, la primera desde 1975 a 1985 y la segunda de 1995 a 1997.
En una breve pero emotiva ceremonia, el 19 de octubre del corriente año, el Lic. Carlos López, del Observatorio Astronómico Felix Aguilar (OAFA - San Juan) se hizo presente en el Instituto y le entregó un diploma al Dr. Bajaja en el que se le comunica la decisión de la IAU.
|
- ¿Cómo fueron tus inicios en el IAR?
Comencé en el año 1987, contratado, trabajando dos veces por semana para el sector de radiofrecuencia, mis jefes eran los ingenieros Juan Sanz y Alberto Bava. Realizaba programas en Basic con una Commodore 128, y con el programa de edición de texto Superscrip, tipeaba las notas que escribían Juan y Alberto para la Revista Telegráfica Electrónica, además de artículos y un libro que habían escrito.
Luego trabajé un día por semana Ad Honorem por un mes, integrándome así al sector de computación del IAR. Luego me fueron dando más días, siempre contratado. En este sector mi jefe era el ingeniero Juan José Larrarte. Seguí así hasta mi nombramiento en el CONICET en 1991.
- ¿Qué tareas desempeñabas?
Realizaba tareas de programación, desarrollé todo el manejo de interfase al usuario del programa de observación que se ejecutaba en una μVax II.
Realizába las comunicaciones por MODEM para recibir y mandar el correo electrónico dos veces al día.
También realicé la primera comunicación en red en el IAR entre la μVax II y un PC a bajo la dirección del ingeniero Larrarte.
La tarea de instalar la red de PCs del IAR estuvo a cargo de Juanjo (el Ing. Larrarte) y de Gerardo. El trabajo comenzó en el edificio de Electrónica y luego pasó al edificio Central, conectándose ambos. Con el tiempo se sumó la Sala de Control, y más tarde la torre donde se trabaja para los convenios con la CONAE y el edificio de Medición.
Otra de las tareas fue la salida a Internet y más tarde la mejora del enlace que va desde el IAR al Observatorio de La Plata.
Con respecto a la red del IAR, logramos pasar de una topología de red BNC a una UTP, con lo cual mejora la eficiencia de la red, siendo ésta mucho más rápida.
- ¿A qué te dedicas hoy?
En la actualidad asistimos a los usuarios en general, seguimos manteniendo toda la red del IAR que tuvo un gran crecimiento y lo sigue en estas vías.
Instalamos las máquinas con distintos sistemas operativos según las necesidades de cada usuario en particular.
Nos acomodamos, dentro de lo posible, a los cambios tecnológicos para seguir en las vías de crecimiento.
Con respecto al análisis y desarrollo de sistemas, desarrollé una aplicación que gestiona las rendiciones anuales y trimestrales para CONICET.
Además de estas tareas realizamos gestiones de compras de elementos del área de computación, reparamos, renovamos y reciclamos máquinas, mantenemos y mejoramos la red y os recursos y servidores.
- ¿Cuántas computadoras había cuando comenzaste? Contanos un poco acerca de las diferencias entre aquella época y hoy.
Cuando comencé, había una PDP/11, una μVax II, dos Commodore 128, una Commodore 64 y alguna que otra PED.
Hoy por hoy hay una red de computadoras con alrededor de 80 maquinas fijas más las notebooks que poseen los distintos usuarios.
La diferencia es que antes comprar una máquina se hacia más difícil por la situación económica del IAR y era un trabajo más a artesanal. Hoy por hoy, si bien, no podemos darnos el gusto de obtener la última tecnología de punta, estamos mejor que en las épocas que teníamos la incertidumbre de no saber que iba a suceder con el IAR.
- En los últimos años ha crecido bastante el número de usuarios en el IAR. Es esto una complicación o se ha resuelto sin problemas?
Todo crecimiento implica una complicación, no solo en este nivel, sino en varios aspectos de la sociedad, como es la problemática del crecimiento de las urbes. Pero esta complicación es natural y es bienvenida por nosotros porque también nos obliga a crecer y mejorar en nuestras actividades para poder siempre tener una solución a medida que van apareciendo.
- ¿Cómo es la estructura de la red en el IAR? Sabemos que hay usuarios de Linux y de Windows, qué cosas han tenido en cuenta para satisfacer las necesidades de ambos grupos?
La estructura de la red del IAR la podemos dividir en dos, por un lado todo lo que corresponde a los cableados, tarjetas de red, switch y demás. Esta hecha con un cableado UTP de categoría 5, topología estrella, con switches para las máquinas se puedan comunicar unas con otras, esto esta realizado dentro de cada uno de los edificios. Luego hay conexiones de fibra óptica que realizan la comunicaciones entre edificios, esta realizado de esta forma por el tema que es una aislamiento galvánico para prevenir que pueda ingresar un rayo en una tormenta eléctrica. De Sala de Control sale una fibra para el edificio Central, de este sale dos fibras, una para el edifico de Electrónica y otra para la Torre, y de la Torre sale otra para el edificio de Medición. De Sala de Control sale también la conexión para Internet por medio de unos equipos de radiofrecuencia de 5 Ghz.
Por otro lado tenemos lo que corresponde a las máquinas con sus respectivos sistemas operativos. Tenemos un router, en Linux, que sirve para determinar que paquete ingresa o sale del IAR según corresponda, un servidor de impresión, Web, de X, de archivos, etc, en Linux, tux, que cuenta con un array de discos, otro servidor de correo electrónico, en Linux, irma, de similares características, que es el encargado de manejar todo el correo que circula por el IAR, un servidor Windows 2000, clio, que sirve impresión y archivos y luego hay máquinas como el posicionador, la máquina de Observación, una máquina que sirve tiempo con un gps, llamada gps. Y luego están las máquinas de cada usuario que según su utilidad las usan en Linux o Windows, o en ambos sistemas operativos. Lo mas importante de la red del IAR es que independientemente del sistema operativo que use cada una de las máquinas, los datos pueden ser compartidos sin problemas, dado que la red del IAR fue creada como una red heterogénea para que puedan convivir ambos sistemas operativo.s - ¿Además de tu trabajo, hay alguna otra actividad que desarrolles?
Yo me dedico a la fotografía. He participado en varios concursos, obteniendo el tercer premio en el Concurso EDELAP del año 2004. También he participado en diferentes muestras donde una de mis fotos fue tapa de la revista "Breathing City Bell" (nro. 1, agosto de 2007). Otra de mis fotografías participó de la muestra "La Plata con Nieve" organizada por la Municipalidad de La Plata, expuesta en la sala Mugafo del Pasaje Dardo Rocha, en septiembre de 2007.
|
El jurado estuvo constituído por el Dr. Héctor Vucetich (UNLP), el Dr. Josep María Paredes (Universidad de Barcelona), y el Dr. Omar Benvenuto (UNLP).
Esta tesis fue completada mediante una beca doctoral otorgada por el CONICET.
La flamante Dra. Orellana continuará trabajando en el tema en el IAR con una beca postdoctoral del CONICET y seguirá siendo miembro del Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía (GARRA). (Diciembre 2007)
|
Mariela Corti se doctoró en Astronomía, siendo el téma de su tesis "Estudio de una Asociación OB distante en la Via Láctea".
Es Jefa de Trabajos Prácticos en la Cátedra "Astrofísica de la emisión en el contínuo de radio", la cual si bien se dicta en la Facultad de Cs. Astronomicas y Geofisicas tiene sus trabajos prácticos en el IAR.
|
El reciente descubrimiento del Observatorio Auger, que se publicó en la tapa de la revista Science, acerca de que la radio-galaxia Centaurus A es fuente de rayos cósmicos ultra-energéticos fue predicho hace más de 11
años por astrofísicos del Grupo de Astrofísicia Relativista y Radioastronomía (GARRA), actualmente con asiento en el Instituto Argentino de Radioastronomía y la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la UNLP.
El artículo fue publicado en el año 1996 en la prestigiosa revista Astroparticle Physics, cuando el Observatorio Auger
era aún sólo un concepto. En su estudio, el Prof. Gustavo E. Romero, el Dr. Jorge A. Combi, y otros colaboradores, concluían "Esperamos la
detección de extensas lluvias de partículas producidas por la colisión de
protones ultra-energéticos provenientes de Centaurus A con la atmósfera de
la tierra. Ya que la dirección de arribo de estas partículas es bien
conocida, el futuro Observatorio Pierre Auger brindará un test decisivo
para los modelos que invocan un origen extragaláctico de los rayos
cósmicos más energéticos".
La referencia completa del artículo es:
"Centaurus A as a source of extragalactic cosmic rays with arrival energies well beyond the GZK cutoff"
Gustavo E. Romero, Jorge A. Combi, Santiago E. Perez Bergliaffa and Luis A. Anchordoqui
ASTROPARTICLE PHYSICS, Volume 5, pp. 279-283, 1996
y puede descargarse aquí
 Más información:
Grupo GARRARevista Science Observatorio Pierre Auger |
El día martes 20 de Noviembre, se dió inicio al Ciclo de Charlas Técnicas del IAR, bajo la coordinación del Ing. Sebastián Chiocchetti.
La finalidad del mismo es fomentar la comunicación entre los diversos proyectos que se están llevando a cabo en el Instituto.
Los temas tratados fueron:
Fecha: 20/11/07
Tema: Cámara anecoica Expositor: Ing. Juan Sanz Fecha: 27/11/07
Tema: EMC, nociones básicas y caracterización del ambiente electromagnético de antena SAR Expositor Ing. Sebastián Chiocchetti Fecha: 4/12/07
Tema: Aspectos prácticos sobre simulaciones de circuitos en microondas Expositor: Ing. Nicolás Casco Fecha: 11/12/07
Tema: Técnicas de medida de antenas en campo lejano Expositor: Ing. Dante Colantonio Fecha: 18/12/07
Tema: Introducción a los dispositivos lógicos programables CPLD - FPGA Expositor: Ing. Nicolás Catalano El ciclo será retomado en Marzo del 2008.
|
El proyecto trata del diseño y construcción de una interfase VMEbus-Esclavo que permita controlar operaciones de entrada y salida de datos y genere interrupciones producidas por algún evento externo al sistema. Para tal fin el dispositivo debe cumplir las especificaciones definidas por el estándar IEEE 1014 Revisión B. El control lógico de la interfase VMEbus-esclavo será implementado en una FPGA(Field programmable Gate Array) y permitirá establecer el protocolo necesario para transferir datos entre una computadora monoplaca y un periférico conectado al bus.
|
Más información: High Energy Phenomena in Relativistic Outflows
Más información:http://www.margarita2007.org/index.html
|
|
Dra. Cristina Cappa
En el número anterior de nuestro boletín hemos visto cómo las estrellas de alta masa ionizan el medio interestelar que las circunda a través de los fotones ultravioletas que emiten y cómo la acción de los vientos estelares, al empujar este gas ionizado, origina las llamadas nebulosas anillo ópticas, estructuras con aspecto anular que se detectan, también en el continuo de radio y en el infrarrojo lejano. Veremos ahora que estas burbujas interestelares, se detectan también en hidrogeno neutro y en moléculas.
¿Cómo se ven las burbujas interestelares en hidrogeno neutro?
Los fotones ultravioletas emitidos por las estrellas ionizan el hidrógeno neutro presente en la nube hasta una cierta distancia de la estrella central, llamado radio de Strömgren. Más allá de esta distancia, el gas atómico permanece neutro, dado que se han consumido los fotones ionizantes disponibles. Los átomos de hidrógeno neutro (HI) originan emisión en la línea espectral de λ = 21 cm (1420 MHz). Esta emisión puede detectarse desde tierra por medio de radiotelescopios, al igual que la emisión en el continuo de radio. A diferencia de los datos en el continuo de radio, las observaciones de la línea del HI, al igual que las de cualquier línea espectral, permiten analizar tanto la distribución como la cinemática del gas, es decir podemos saber dónde está ubicado el HI y cómo se mueve en relación al observador. Entonces, se pueden utilizar observaciones de esta línea espectral para conocer la distribución espacial y en velocidad del HI asociado a las nebulosas anillo.
El análisis de la distribución de la emisión de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro ha permitido identificar las contrapartes neutras de las nebulosas anillo ópticas. En la región central, más cercana a la estrella, el hidrógeno está ionizado, y no hay hidrogeno neutro, mientras que a distancias mayores que el radio de Strömgren, el hidrógeno está en estado neutro. La distribución de la emisión de la línea de 21 cm debería mostrar, entonces, una región central sin emisión rodeada por una región externa de emisión. Estas regiones se identifican como cavidades centrales y envolturas externas en la distribución de la emisión de la línea de 21 cm del HI.
La primera de estas burbujas interestelares de hidrógeno neutro fue detectada utilizando observaciones obtenidas con el radiotelescopio del Instituto Argentino de Radioastronomía, en dirección de la estrella WR θ Mus y de su nebulosa anillo óptica, y dio origen a una línea de investigación que se desarrolló posteriormente en nuestro instituto. Una de estas estructuras, que podemos llamar burbujas interestelares de hidrogeno neutro, se identifica en la Figura 1.
  El panel izquierdo de la figura muestra la distribución del hidrógeno neutro alrededor de la estrella O LSS 1887, indicada por la cruz. Las regiones negras y azules en la figura indican áreas de baja emisión, mientras que las áreas en celeste, verde, amarillo y rojo, regiones de mayor emisión, siendo las regiones en rojo las de mayor emisión. En la imagen se puede identificar la cavidad central y la envoltura de HI que la rodea, con la estrella dentro de la cavidad central. El panel derecho muestra la superposición de la nebulosa anillo óptica (que se mostró en la Parte 1 de este artículo [Ver Boletín Nº 18]) con la distribución del HI, indicada por los mismos contornos del panel izquierdo. La nebulosa ionizada se ve proyectada dentro de la cavidad, tal como se esperaba.
La Figura 2 corresponde a otro ejemplo de burbuja interestelar de HI. El panel izquierdo muestra la nebulosa NGC 2359 en tonos de grises. Los contornos superpuestos corresponden al HI a +67 km/s. La imagen de la derecha muestra contornos que corresponden a la distribución del HI con velocidad de +54 km/s. En ambas imágenes, el HI rodea a la nebulosa óptica. Es notable la correspondencia morfológica entre el HI y el gas ionizado. Ambas imágenes muestran el HI asociado a la nebulosa.
  El análisis de la distribución de HI en la vecindad de numerosas nebulosas anillo ópticas muestra que éstas aparecen rodeadas por gas atómico neutro.
Considerando la velocidad central a la que se detecta la envoltura de HI y utilizando el modelo de rotación circular galáctica, puede determinarse su distancia cinemática. La coincidencia (dentro de los errores) entre la distancia cinemática de la estructura de HI y la distancia espectrofotométrica de la estrella central indica que la envoltura de HI está asociada a la nebulosa ionizada y a la estrella.
El comportamiento de la distribución del HI con la velocidad muestra que las burbujas interestelares de HI se expanden en el medio que las circunda. A partir de estos estudios puede determinarse también la masa de HI asociada y su densidad en la cáscara. Conociendo el radio y la velocidad de expansión puede estimarse la edad de la burbuja interestelar.
Al presente se han encontrado burbujas interestelares de HI alrededor de unas 35 estrellas WR galácticas y de unas 15 estrellas O. Las principales características de estas estructuras son:
Numerosas burbujas interestelares de HI tienen características que difieren de las predicciones de los modelos evolutivos, como la presencia de cavidades de HI dobles y burbujas que se alejan mucho de la esfericidad. Las primeras podrían explicarse considerando un viento estelar asimétrico, mientras que las segundas pueden deberse a la presencia de un MIE no homogéneo en densidad, a una estrella con alta velocidad, o a la acción del campo magnético interestelar.
Observaciones en líneas moleculares
La distribución del gas molecular en la vecindad de las nebulosas anillo puede conocerse a partir de la emisión de moléculas trazadoras del hidrógeno molecular (H2), principal componente de las nubes moleculares. El monóxido de carbono (CO) es un muy buen trazador del H2. A partir del análisis de la emisión de las líneas del CO puede conocerse la cantidad de gas molecular asociado y su cinemática.
Observaciones de moléculas más complejas en dirección a esta nebulosa han puesto en evidencia también la presencia de frentes de choque originados en el viento estelar. Está claro que tanto las regiones de fotodisociación como los frentes de choque están presentes.
Quedan muchos interrogantes sin responder sobre estas burbujas interestelares. Son necesarios más estudios de líneas moleculares para investigar el origen del gas molecular y los procesos que originan la emisión, así como las características de las regiones de fotodisociación. Estos análisis, junto con estudios de alta resolución en el continuo de radio y en la línea de 21 cm, son necesarios también para conocer las condiciones energéticas en estas nebulosas.
Un punto importante es la presencia de regiones de formación estelar en las cáscaras neutras, donde la compresión del gas producida por la expansión de la burbuja interestelar favorecería la formación estelar a través del proceso de recolección y colapso.
El grupo de Estrellas Masivas y Medio Interestelar de nuestro instituto (GEMMI) trabaja activamente en todos estos campos.
Dra. Cristina Cappa
Instituto Argentino de Radioastronomía y Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata Investigadora Independiente del CONICET
|
ASTROLABIO: Etimología: "el que busca estrellas". Debe su procedencia al griego ("Astro", estrella y "Labio", el que busca).
El astrolabio es un antiguo instrumento astronómico que permite determinar las posiciones de las estrellas sobre la bóveda celeste. Se usaba para resolver los problemas relacionados con la medición del tiempo a través de la posición del Sol, y la latitud geográfica a partir de la posición de las estrellas en el cielo.
El Astrolabio de Marinero es un anillo de metal graduado (en grados, ya que las alturas en la esfera celeste se miden angularmente) con una guía rotatoria para "enfocar" o alinear con el sol o la estrella.
Instrucciones para construir un Cuadrante Náutico casero
Materiales:
Ejecución:
3. Pegar con plasticola el dibujo al cartón dejando 2 cm de distancia entre los bordes rectos del papel y el cartón. Dejar secar. (fig.3)
El astrolabio sirve para medir la altura angular (se mide en grados de arco) de los objetos sobre el horizonte.
Para medir se enfoca a través del sorbete el objeto (por ejemplo una estrella o un planeta), en ese momento otra persona lee el número que la cuerda señala en la escala del astrolabio. Esa es la altura del objeto. (fig.7)
Este astrolabio se puede usar para calcular la latitud geográfica del lugar donde nos encontramos, para ello necesitamos:
La declinación es un dato fijo para cada estrella y estos valores se encuentran en tablas. En este texto se proporcionan las declinaciones de algunas de las estrellas más fáciles de reconocer en el cielo.
Usando la brújula determinar el Norte y el Sur, imaginarse una línea que pasa por el cielo uniendo esos puntos cardinales y que pasa por arriba de nuestra cabeza (esta línea imaginaria se llama meridiano superior del lugar). Con el astrolabio medir la altura de la estrella elegida justo cuando está pasando por esa línea.
Si es difícil determinar donde esta la línea imaginaria se puede tomar la medición así: se enfoca la estrella asegurándose de que el sorbete esté alineado con las agujas de la brújula. Si esto no ocurre es porque la estrella no está pasando por el meridiano superior del lugar.
Otra forma: cuando la estrella está pasando por el meridiano superior del lugar es cuando su altitud sobre el horizonte es máxima. Entonces: si la estrella se está acercando al meridiano (no sabemos bien donde está pero lo intuimos por los puntos cardinales) comenzamos a medir su altitud, y repetimos la medición cada 5 minutos. El valor de la altitud va a ir aumentando en cada nueva medición hasta que en un momento va a disminuir, luego, nos quedamos con el anteúltimo valor, que es el máximo.
Una vez medida la altura de la estrella se hace la siguiente cuenta (respetando el signo de la declinación; la altura medida es siempre positiva):
Latitud del lugar = (altura medida de la estrella) + (declinación de la estrella) - 90º
si estás en el hemisferio sur Latitud del lugar = 90º - (altura medida de la estrella) + (declinación de la estrella)
si estás en el hemisferio norte ¡¡¡ IMPORTANTE !!!
Para medir la altura del sol NO se debe bajo ninguna circunstancia, en ningún momento, enfocarlo poniendo el ojo en el sorbete, esto causa severos daños a la vista.
¡No mirar el Sol a través del sorbete! Para medir la altura del Sol se apunta el astrolabio hacia el Sol y en el otro extremo, en lugar de poner el ojo, se sostiene una hoja de papel a una cierta distancia, de modo que el astrolabio haga una sombra sobre ella. Cuando se logra que la sombra del astrolabio esté perfectamente alineada entonces se lee la altura.
Experiencia:
Medir la altura del sol cada dos semanas siempre a la misma hora. Anotar los datos en una tabla con las fechas. Esta experiencia resulta de gran valor si se realiza a lo largo de un año.
¿Hay variación en la altura del sol durante el año? ¿Las diferencias tienen algo que ver con las estaciones del año? Autor: Laura Eva Collado
|
El Área de Divulgación del IAR continúa su labor llevando a cabo las tradicionales visitas guiadas por el Instituto. Estas visitas guiadas para establecimientos educacionales consisten en proyección de material audiovisual, charla explicativa y recorrida por sus instalaciones.
Los días de atención son los viernes, en dos turnos:
Tel/Fax: (0221) 425-4909 y (0221) 482-4903 E-mail : difusion@iar-conicet.gov.ar
Por razones de organización, las visitas guiadas se restringen al periodo comprendido entre principios de abril y principios de diciembre de cada año.
Para mayor información:
Visite nuestra página web: http://www.iar-conicet.gov.ar/divulgacion.htm
|
Visitas guiadas:
Laura Collado Asesoramiento científico:
Dr. E. Marcelo Arnal Dirección:
Camino Gral. Belgrano Km 40 (Parque Pereyra Iraola) Berazategui - Prov. de Buenos Aires - ARGENTINA Dirección Postal:
Casilla de Correo No. 5 1894 -Villa Elisa Prov. de Buenos Aires - ARGENTINA Teléfonos y FAX:
Tel: (0221) 482-4903 Tel/Fax: (0221) 425-4909 Correo electrónico
difusion@iar-conicet.gov.ar
|
Año 1 Nº 1 - Junio de 2003
Año 1 Nº 2 - Septiembre de 2003 Año 1 Nº 3 - Diciembre de 2003 Año 2 Nº 4 - Marzo de 2004 Año 2 Nº 5 - Junio de 2004 Año 2 Nº 6 - Setiembre de 2004 Año 2 Nº 7 - Diciembre de 2004 Año 3 Nº 8 - Marzo de 2005 Año 3 Nº 9 - Junio de 2005 Año 3 Nº 10 - Setiembre de 2005 Año 3 Nº 11 - Diciembre de 2005 Año 4 Nº 12 - Marzo de 2006 Año 4 Nº 13 - Junio de 2006 Año 4 Nº 14 - Setiembre de 2006 Año 4 Nº 15 - Diciembre de 2006 Año 5 Nº 16 - Marzo de 2007 Año 5 Nº 17 - Junio de 2007 Año 5 Nº 18 - Setiembre de 2007
|
©2007 Instituto Argentino de Radioastronomía | Nelva A. Perón