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Observatorio Astronómico de la Plata. Área de extensión
Museo astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba
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Observatorio de Astrofísica de Canarias. Actividades de difusión
European Southern Observatory. Actividades de Extensión
Space Telescope Science Institute. Actividades de extensión
NRAO. Información para docentes y estudiantes
 

  BOLETIN RADIO@STRONOMICO
 

Boletín de Divulgación
Científica y Tecnológica del IAR
ISSN: 1669-7871

 

Año 8 Número 29
Junio 2010


El Boletín Radio@stronómico es una publicación trimestral a través de la cual se difunden las actividades desarrolladas en nuestro Instituto y noticias relacionadas con la astronomía y la radioastronomía en el mundo.
 
Publicaciones
 
Listado de los trabajos publicados por el IAR durante 2009.

 

El Instituto
Nuevo Doctor en Astronomía
5to Taller de Integración de Desarrollos de Software Libre para Bibliotecas
Nueva Becaria del CONICET
El IAR en la 36º Feria del Libro
Ingreso de personal y alumnos en el último año
Viajeros
Visitas
Divulgación de la Astronomía
Formación estelar y rayos gamma
Las estrellas se clasifican de acuerdo a su masa en masivas y poco masivas...
 
 
Actividades
Ojos que no ven... cámaras que sí
Haremos una experiencia muy sencilla con luz infrarroja, pero antes ...
 
 Boletín Radio@stronómico
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.
 Nuevo Doctor en Astronomía
El día 31 de Marzo de 2010, el Lic. Nicolás U. Duronea defendió con éxito su Trabajo de Tesis Doctoral para optar por el título de Doctor en Astronomía obteniendo la máxima calificación (10), en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la UNLP (FCAGLP).
 
El título de la misma es "Propiedades del gas molecular asociado con estrellas Wolf-Rayet de nuestra galaxia" y fue dirigida por el Dr. E. Marcelo Arnal.
 
El jurado estuvo constituído por los Dres. Cristina Cappa (IAR), Estela Reynoso (IAFE) y Roberto Gamen (FCAGLP).
 
Esta tesis fue completada mediante una beca doctoral otorgada por el CONICET.
 
El flamante Dr. Duronea cuenta con una beca postdoctoral del CONICET cuyo tema es "Estrellas de gran masa; su interacción con el medio interestelar y formación inducida de estrellas", bajo la dirección del Dr. E. Marcelo Arnal.
  5to Taller de Integración de Desarrollos de Software Libre para Bibliotecas
Entre los días 14 y 16 de Abril pasados se realizó el "5to Taller de Integración de Desarrollos de Software Libre para Bibliotecas" organizado por el Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR) en colaboración con la Biblioteca "Profesor Guillermo Obiols" de la Facultad de Humanidades y Ciencias de la Educación de la Universidad Nacional de La Plata (BIBHUMA).
 
El evento se desarrolló en la Facultad de Humanidades y Ciencias de La Educación (UNLP) los días 14 y 15 y en el Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR) el día 16 de abril.
 
El principal objetivo del encuentro es continuar el trabajo de los especialistas informáticos en el área bibliotecológica respecto de la integración de los productos informáticos reconocidos a nivel nacional Catalis y Open MarcoPolo, que viene desarrollándose desde el año 2007.
 
El taller se inició con charlas inaugurales abiertas al público bibliotecario en general para luego restringirse al grupo de desarrollo de CaMPI formado por informáticos y bibliotecarios con conocimientos de sistemas informáticos.
 
Más información: Sistema CaMPI
  Nueva Becaria del CONICET
Cintia Peri
El día 25 de marzo, la Srta Cintia S. Peri presentó su Tesis de Licenciatura en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (UNLP) sobre "Estudio de la emisión electromagnética de una estrella de alta velocidad" , dirigida por la Dra. Paula Benaglia con la co-dirección del Dr. Gustavo E. Romero.
 
El jurado estuvo constituído por la Dra. Paula Benaglia, el Dr. E. M.Arnal y el Dr. Guillermo Bosch
 
A partir del primero de Abril la Lic. Peri inició su trabajo de tesis sobre el tema "Estudio de la emisión no térmica de fuentes estelares galácticas", mediante una beca del CONICET, siendo su director de trabajos la Dra. Paula Benaglia.
 
El objetivo del trabajo propuesto es investigar los fenómenos físicos relacionados con emisión no-térmica que ocurren en etapas evolutivas tempranas de estrellas masivas, a través de sus diversas manifestaciones en el rango de las radioondas.
 
  El IAR en la 36º Feria del Libro
Ampliar
 
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Dentro del marco del Año del Bicentenario, el CONICET participó en la 36º Feria Nacional del Libro, que se desarrolló del 22 de abril al 10 de mayo del corriente año en el predio de la Sociedad Rural, en la Ciudad Autónoma de Buenos Aires, bajo el lema "CONICET Año del Bicentenario: ¿Qué hacemos los científicos?".
 
Por este motivo los distintos Institutos del CONICET participaron en el sector La Vidriera, en el Espacio Joven, un lugar para aprender y divertirse alrededor de una gran mesa con los investigadores científicos de los institutos del CONICET que entre juegos y entretenimientos, promueven la participación de niños y jóvenes en diferentes actividades.
 
El 4 de mayo, nuestro Instituto participó en estas actividades a través de distintas charlas relacionadas con la radioastronomía y las actividades que se realizan en nuestro Instituto.
 
Más información: Feria del Libro
  Ingreso de personal y alumnos en el último año
  • Maximiliano ALI
    Es Técnico Electromecánico recibido de la Escuela de Educación Tecnológica "Albert Thomas" (EET Nro. 6) de la Ciudad de La Plata. Está realizando tareas de apoyo técnico en el Grupo Antenas del área de Transferencia de Tecnologia bajo la dirección del Ing. Dante Colantonio.
     
  • Belén PATAO
    Es estudiante de la carrera de Bibliotecología de la UNLP y está realizando la digitalización de publicaciones del Instituto, siendo su Director de Trabajo la Bibliotecaria Claudia Boeris.
     
  • Ana Virginia Penacchioni
    Es alumna de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (UNLP) donde está preparando su Tesis de Licenciatura en el tema "Erupciones de rayos gamma" bajo la dirección del Dr. Gustavo E. Romero.
     
  • Daniela PEREZ
    Es alumna de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (UNLP) donde está realizando su Tesis de Licenciatura en el tema "Estructura causal del espacio-tiempo y agujeros negros" siendo su Director de Trabajo el Dr. Gustavo E. Romero
     
  • Santiago RIPETTA
    Es estudiante de la Facultad de Ingeniería Electrónica de la UNLP. Está realizando en nuestro Instituto el trabajo final para la culminación de la carrera bajo la dirección de los Ings. G. González y V. J. Mangas en el tema "Desarrollo de Kit de calibración para NA en Banda S".
     
  • Santiago SPATOLA
    Es estudiante de la Facultad de Ingeniería Electrónica de la UNLP. Está realizando en nuestro Instituto el trabajo final para la culminación de la carrera en el tema "Métodos de medición de antenas en cámara anecoica" bajo la dirección del Ing. D. H. Colantonio.
  •   Viajeros
  • El Ing. Luciano Gimenez realizó una visita al Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) ubicado en la cuidad de Saõ José dos Campos, San Pablo, Brasil durante los días 24 y 25 de Marzo de 2010 con el fin de realizar una presentación institucional del IAR orientada principalmente a las actividades del área de Transferencia de Tecnología como un primer paso para llevar a cabo eventuales tareas de colaboración entre ambas instituciones en el futuro.
     
  • La Dra. Cristina E. Cappa participó del Workshop "From Stars From Stars to Galaxies, Connecting our understanding of star and galaxy formation", llevado a cabo en la Universidad de Florida, en Gainesville, USA, entre el 7 y el 10 de abril de 2010, donde presentó los trabajos:
    1) Star forming regions towards ring nebulae: RCW 52 and RCW 78 (C.E. Cappa, G.A. Romero, M. Rubio, M.C. Martin)
    2) Star formation activity around Sh2-165 and Sh2-166 (S. Cichowolski, M. Ortega, J. Vasquez, G.Q. Romero y C.E. Cappa)
     
  • El Dr. E.Marcelo Arnal participó de la reunión "Dynamic ISM: A celebration of the Canadian Galactic Plane Survey", que se llevó a cabo en la localidad de Naramata, Columbia Británica, Canadá, entre el 6 y el 11 de junio del corriente año. En dicha reunión el Dr. Arnal contribuyó con una charla titulada "A CGPS view of the interaction of HD 192281 with its ISM".
  •  Visitas
  • El Sr. Romain Thomas, estudiante de la Universidad de Paris XI, Francia, ha viajado becado a la Argentina para realizar su trabajo de Master en Física con el Dr. Gustavo E. Romero.
    El tema sobre el que investigará el Sr. Thomas será "Entropía dentro de agujeros negros".
    El Sr. Thomas permanecerá en nuestro país por un período de tres meses y desarrollará sus actividades en nuestro Instituto y en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de Universidad Nacional de La Plata (FCAGLP).
  •   Formación estelar y rayos gamma
    Por la Lic. Anabella Araudo
    1 - Introducción
     
    Las estrellas se clasifican de acuerdo a su masa M en masivas (M ≥ 8 Msol) y poco masivas (M ≤ 8 Msol). Entre estas últimas podemos incluir, por ejemplo, al Sol cuya masa es Msol ~ 2 x 1030kg.(1) Estas estrellas de baja masa son numerosas y cercanas; y por lo tanto fáciles de detectar y es por esto que se conoce bastante de su formación y evolución. Sin embargo, no ocurre lo mismo con las estrellas masivas, las cuales se encuentran embebidas en grandes condensaciones de gas y polvo con lo cual la extinción de la luz que emiten es grande y poco llega de ella (de la luz) a nuestros detectores. Por esta razón el estudio de las estrellas masivas es complejo aunque no por esto menos excitante, siendo la formación de estas estrellas uno de los problemas candentes de la astrofísica actual.
     
    Básicamente existen dos modelos posibles para la formación de estrellas masivas. Uno es el que sugiere un mecanismo similar al que opera en las estrellas de baja masa, y el otro es el que sostiene una formación de tipo jerárquica; esto es, primero se formarían las estrellas de baja masa y luego, por la coalescencia de algunas de éstas, las estrellas masivas.
    Observaciones recientes de objetos estelares jóvenes (YSOs por Young Stellar Objects) cercanos sugieren que el primero sería el mecanismo elegido por la naturaleza para formar las estrellas de gran masa. Esto es, un proceso de condensación de inhomogeneidades en una nube molecular, con la consecuente formación de un disco a través del cual se acreta material de la nube (disco de acreción) y la eyección de materia a través de flujos (jets) bipolares, sería la secuencia de hechos en la formación estelar, para todo el espectro de masas.
     
    En este artículo revisaremos la teoría y las observaciones con las que cuentan hoy en día los astrónomos para estudiar la formación de las estrellas masivas y luego veremos las especulaciones teóricas que pueden hacerse a partir de lo que se observa (ver Figura 1) y se conoce. En particular, nos concentraremos en la posible emisión en rayos gamma(2) de las estrellas masivas en formación.
     
    Fig. 1: Región de formación estelar masiva. En la figura se muestran las imágenes de esta región en diferentes longitudes de onda tomadas por el telescopio Spitzer.
     
    2 - Formación de estrellas de baja masa (M ≤ 8 Msol)
     
    La formación estelar comienza cuando una nube de gas en el espacio se hace inestable y colapsa bajo la acción de su propia gravedad. Durante el colapso, la nube se fragmenta dando lugar a la formación de pequeños núcleos densos los cuales comienzan a acretar material del medio circundante. Una vez que estos han adquirido una determinada cantidad de masa comienzan a rotar y se forma un disco de acreción alrededor de ellos. A su vez, parte del material es expelido por los polos formando jets.
     
    Este mecanismo, que explica muy bien las observaciones, predice cuatro estados evolutivos:
    1 - Un estado inicial en el cual la región central de los núcleos densos se contrae, aumentando así su campo gravitacional y formando una protoestrella por cada núcleo.
    2 - Un estado de acreción caracterizado por la formación de un disco alrededor de cada protoestrella y a través del cual la misma acreta materia del medio circundante (ver Figura 2).
    3 - La fase en la cual se producen los jets, por los cuales la protoestrella deposita momento angular y energía cinética en sus alrededores (ver Figura 3).
    4 - Finalmente, la etapa en la cual la protoestrella comienza a radiar eficientemente y así se convierte en una estrella.
     
    Fig. 2: Discos de acreción detectados en diferentes YSOs por el telescopio espacial Hubble.
     
     
    Fig. 3: Jets detectados en diferentes YSOs por el telescopio espacial Hubble.
     
    Estrellas T Tauri: Un tipo especial de protoestrellas de baja mas son las llamadas T Tauri. Estas protoestrellas se encuentran en un estado avanzado de su formación; tienen edades entre 106 y 107 años. El disco de acreción es pequeño o ha desaparecido debido a la formación de planetas. Los vientos son fuertes, con velocidades del orden de los 200 km/s y las pérdidas de masa de ~ 10-7Msol por año. Se caracterizan por su intensa emisión en rayos X.
     
    Objetos Herbig-Haro: Es actualmente aceptado que los YSOs menos masivos se componen de un objeto central, más un disco de acreción y jets. Estos últimos, al chocar violentamente con el medio circundante producen los llamados objetos Herbig-Haro (HH). Uno de los objetos HH más estudiados es HH 210 , que se encuentra en la nebulosa de Orión(3). De la misma manera que las estrellas T Tauri, los HH son fuertes emisores de rayos X. Por muchos años se creyó que los objetos HH tenían una extensión comprendida entre 0.1 y 1 pc(4), con velocidades del orden de los 100 km/s. Sin embargo, en la década pasada, se detectaron algunos flujos HH asociados con estrellas (en formación) masivas. Ejemplos de esto son el complejo HH 80-81 y G192,16-3,82, con extensiones de algunos parsecs.
     
    3 - Formación de estrellas masivas (M ≥ 8 Msol)
     
    El primer estado en la formación de estrellas de gran masa es la acreción y fragmentación de la nube molecular gigante, con la consecuente formación de núcleos densos. Hasta aquí el escenario de formación está claro y coincide con la etapa inicial de la formación de las estrellas de baja masa. Sin embargo, de que manera continúa el proceso de formación de estrellas masivas no está del todo establecido aún, aunque muchos resultados observacionales, que se describirán a continuación, parecieran indicar que el mecanismo de formación de estrellas masivas es similar al que opera para formar las estrellas menos masivas.
     
    Cúmulos: Observaciones de regiones de formación estelar masivas de la Galaxia y de las Nubes de Magallanes muestran que las estrellas de gran masa no se forman aisladas sino en grupos. La densidad típica de estos cúmulos de estrellas jóvenes es de aproximadamente 104 estrellas por pc-3 y su tamaño es de ~ 0.2 - 0.4 pc. Las fuentes más luminosas asociadas con regiones compactas de gas ionizado, muestran una compleja morfología cuando se las observa en las frecuencias de radio, infrarrojo u óptico. Algunos autores sugieren que la presencia de estrellas, embebidas en la región, estaría excitando el gas de la misma y esto produciría la compleja estructura observada. Una de las regiones más estudiadas que contiene decenas de estrellas masivas es 30 Doradus (ver Figura 4).
     
    Fig. 4: Imagen tomada con el telescopio espacial Hubble de la región de formación estelar masiva conocida como 30 Doradus.
     
    Discos de acreción:Los discos detectados en regiones de formación de estrellas masivas tienen un diámetro entre 0.1 y 1 pc, y sus masas pueden ir desde las 10 a las 2000 Msol. Una de las evidencias observacionales más importantes de la existencia de discos circumestelares en regiones de formación estelar masivas es la detección de la emisión de gas y polvo en el infrarrojo.
     
    Jets: La presencia de jets en la formación de estrellas masivas fue determinada recientemente mediante observaciones en las frecuencias de radio. Sobre una muestra de 120 regiones de formación de estrellas masivas, en el 90% de los casos se observó gas moviéndose a altas velocidades. Luego, si las elevadas velocidades del gas están asociadas a la presencia de jets, puede concluirse que estos son comunes en la formación de las estrellas de alta masa.
     
    Estas evidencias observacionales muestran que los discos de acreción y los jets estarían presentes en la formación de estrellas masivas. Estos resultados sugieren que las estrellas masivas se forman de manera similar a las de baja masa, aunque en un medio más denso. Los núcleos que darían lugar a la formación de estrellas de gran masa serían mucho mas densos que los respectivos a las estrellas de baja masa. La tasa de acreción de masa estimada para los procesos de formación de estrellas masivas es de ~6 x 10-3Msol por año mientras que el asociado a las estrellas de baja masa tiene un valor típico de ~10-6Msol por año.
     
    4 - Jets en YSOs masivos
     
    De acuerdo a lo mencionado en las secciones anteriores, pareciera ser que las eyecciones de materia en forma de flujos bipolares son un fenómeno común en las regiones de formación estelar, cualquiera sea la masa de la estrella que se esté creando. El estudio de los flujos colimados asociados con estrellas jóvenes masivas, es decir, aquellos cuyas extensiones son mayores que 1 pc, ha tenido un gran desarrollo en los últimos años. Esto se debe a las posibilidades de observar cada vez con mayores resoluciones angulares.
    Los campos magnéticos tienen un rol fundamental tanto en la acreción, como en la eyección de la materia. Las partículas que circundan el disco protoplanetario(5) caen hacia él siguiendo las líneas de campo. Esto ocurre hasta que las líneas, debido a la acción de la gravedad, adoptan una configuración tal que la fuerza centrífuga supera a la gravitatoria y entonces las partículas pueden escapar del disco. Esta pérdida de masa es aproximadamente un 10% de la materia acretada. Por otro lado, los campos magnéticos aseguran la estabilidad de los jets, que viajan a través del medio de la nube molecular a velocidades ~ 100 km-1 y cuya densidad es mucho mayor que la del medio que lo rodea (la nube molecular).
    Algunas de las propiedades de los jets detectados en regiones de formación de estrellas masivas son las siguientes:
    • Tienen una masa promedio de 130 Msol, aunque en algunos casos pueden alcanzar valores de hasta 4800 Msol.
    • La pérdida de masa abarca desde las 3 x 10-5Msol por año hasta las 3 x 10-2Msol por año.
    • La energía cinética toma valores desde 1 x 1046 hasta 6 x 1048 ergios.
    Estas cantidades son aproximadamente 100 veces mayores que las correspondientes a los jets presentes en la formación de estrellas de baja masa. Luego puede concluirse que los jets de alta masa inyectan mayor cantidad de energía al medio circundante que los de baja masa.
     
    5 - Emisión de rayos gamma
     
    Los rayos gamma son los fotones más energéticos del espectro electromagnético. Para emitirlos en forma de radiación térmica, es necesario que el sistema tenga una temperatura extremadamente alta, mayor que 1013 K, la cual solo es posible en sistemas estrofísicos muy particulares. Es por esto que la emisión de rayos gamma es puramente no térmica, es decir, a través de procesos que involucran interacciones entre partículas relativistas(6)y campos magnéticos (radiación sincrotrón) o partículas no relativistas.
    Las partículas (electrones y protones) pueden acelerarse hasta velocidades relativistas a través de un mecanismo que lleva el nombre del físico italiano Enrico Fermi quien propuso este proceso para explicar el origen de los rayos cósmicos. Este mecanismo de Fermi acelera las partículas por cruces sucesivos de estas por el frente de una onda de choque. En YSOs masivos, estos choques pueden producirse cuando el jet es frenado por el medio en el cual se propaga.
     
    Proveniente de YSOs masivos se ha detectado radiación térmica hasta los rayos X y además, en algunas fuentes, radiación no térmica (sincrotrón) en frecuencias radio. La detección de emisión sincrotrón proveniente de los lóbulos de los YSOs masivos es una evidencia de la presencia de electrones relativistas en la región donde se produce tal radiación. Estos electrones relativistas, además de interactuar con el campo magnético y producir la radiación sincrotrón observada, pueden interactuar con la materia de la nube molecular o con los fotones emitidos por la protoestrella masiva (a diferencia de las protoestrellas de baja masa, las protoestrellas masivas comienzan a radiar antes de convertirse en estrellas) y producir rayos gamma.
     
    El grupo de astrofísica relativista y radioastronomía (GARRA) del IAR ha estudiado dos de los objetos estelares jóvenes más luminosos detectados al momento: la fuente IRAS 16547-4247 y el sistema HH 80-81. Estas fuentes son sistemas triples compuestos por una protoestrella masiva central, jets que emanan de ella y en el lugar donde estos jets son frenados por el material de la nube se detectan lóbulos (ver la Figura 5). Estos lóbulos son las regiones donde se pueden acelerar partículas eficientemente hasta velocidades relativistas. Los resultados obtenidos muestran que los lóbulos de los jets de los YSOs masivos pueden ser eficientes aceleradores de partículas las cuales luego pueden emitir significativamente en rayos gamma por interacciones con el material de la nube. Concluimos que esta radiación podría ser detectada por telescopios de rayos gamma de nueva generación, abriendo esto una nueva ventana al estudio de la formación de las estrellas masivas.
     
    Fig. 5:Esquema de un YSO masivo. Se muestran la protoestrella central, los jets y los lóbulos ubicados donde los jets son frenados. Todo el sistema se encuentra embebido en una nube molecular.
     
    6 - Resumen y conclusiones
     
    Las estrellas menos masivas se forman por el colapso y fragmentación de una nube molecular. Luego se forman núcleos de mayor densidad, los cuales se contraen por acción de su propia gravedad; que si bien inicialmente es soportada por los campos magnéticos, éstos se van debilitando gradualmente vía la difusión bipolar, produciendo así un núcleo isotermo inestable con una densidad proporcional a r-2 (r es el radio del núcleo denso). Finalmente la fuerza gravitatoria predomina sobre la magnética y deviene el colapso. El objeto central acumula materia y entonces comienza a rotar. Como consecuencia de esto la acreción deja de ser esférica y se forma un disco delgado alrededor de la protoestrella a través del cual la materia es acretada. A esto le sigue un estado en el cual el objeto central deposita materia en el medio circundante a través de los jets mientras continúa la acreción de masa. Finalmente la protoestrella comienza a radiar eficientemente conviertiéndose en una estrella. De acuerdo a los resultados observacionales expuestos en la sección 3, el mecanismo someramente descripto anteriormente, sería universal. Es decir, describiría la formación estelar, cualquiera sea la masa de la estrella formada.
    Observaciones en las frecuencias de radio muestran que los YSOs masivos tienen una estructura alargada y en cuyos extremos se detecta radiación no térmica en estas longitudes de onda. Esto ha motivado estudios teóricos cuyos resultados muestran que las partículas relativistas que emiten la radiación sincrotrón observada en radio también producirían rayos gamma. Estos resultados pueden ser constrastables con los datos de instrumentos de nueva generación como por ejemplo el satélite Fermi y los futuros telescopios de luz cherenkov.
    Como conclusión final podría decirse que la formación de los discos de acreción, con la consecuente generación de los jets, está presente en todas las escalas astrofísicas, desde la formación estelar hasta los núcleos galácticos activos, pasando por los microcuásares. En cada caso, el mecanismo físico sería esencialmente el mismo, aunque los valores de los parámetros como acreción de masa, densidad del medio y del jet, intensidad del campo magnético, etc., cambiarían según la escala del sistema.
     

    (1) Msol = Masa solar. Los números muy grandes suelen expresarse es forma exponencial en vez de en la forma usual. Por ejemplo el número 1.000.000 se escribe 106 en notación científica.
     
    (2) El espectro electromagnético se divide en varias bandas de energía: Radio (10-11 < E < 10-3 eV), infrarrojo (10-3 < E < 1 eV), visible (1< E < 3 eV), ultravioleta (3 < E < 125 eV), rayos X (125 < E < 105 eV) y rayos gamma (E > 105)
     
    (3) La nebulosa de Orión es la región de formación estelar más estudiada de la galaxia.
     
    (4) 1 parsec = 1 pc ~ 3 x 1018 cm.
     
    (5) Se lo llama así porque luego dará lugar a la formación de planetas.
     
    (6) Las partículas relativistas son aquellas que se mueven a una velocidad > 0.1 c, donde c es la velocidad de la luz en el vacío.
      Ojos que no ven... cámaras que sí
    En esta entrega haremos una experiencia muy sencilla con luz infrarroja, pero antes hay algunas cuestiones que debemos saber para que esta actividad resulte, además de un ameno experimento, un disparador de inquietudes.
     
    Ideas sobre la luz
    La cuestión de si la luz está compuesta por partículas o es un tipo de movimiento ondulatorio ha sido una de las más interesantes en la historia de la ciencia.
    Newton, alrededor de 1700, fue el primero en realizar estudios espectroscópicos sobre la luz, observando los colores que se producen cuando ésta pasa a través de un prisma. Propone la teoría corpuscular, es decir, que la luz está compuesta por partículas luminosas.
    Por la misma época, Huygens basándose en estudios en los cuales explica la reflexión y la refracción, propone la teoría ondulatoria.
     
    La teoría corpuscular de Newton fue aceptada durante todo el siglo XVIII, posiblemente por todo el prestigio que éste había logrado.
    Por los años 1800, se observan en la luz los fenómenos de interferencia y difracción, relacionados con ondas y se retoma la idea de la luz como onda.
    Actualmente aceptamos que la luz se comporta como onda y como partícula.
    Dicho de otra manera, la luz es un ente natural, y según la experiencia que se realice se manifiesta como onda o partícula.
     
     
    Lo que caracteriza a toda onda son su longitud de onda λ y frecuencia ν.
    La frecuencia es el número de crestas que pasan por un mismo lugar en el tiempo de un segundo.
     
    Por 1860, Maxwell, publicó su teoría matemática sobre el electromagnetismo. Dicha teoría predecía la existencia de ondas llamadas "electromagnéticas" que se propagaban a la misma velocidad que la luz y que sólo se diferenciaban entre sí en su frecuencia o lo que es lo mismo en su longitud de onda λ. (porque hay una relación entre ambas, λ.ν = c , c es una constante)
    Las ondas de distintas longitud de onda λ, poseen diferentes propiedades y son generadas por procesos físicos diferentes.
     
    Las longitudes de onda varían en una amplia gama, desde los rayos X (cuya longitud de onda es menor que la distancia entre los átomos) hasta las ondas de radio (varios kilómetros). Todas estas ondas se desplazan en el vacío, a la velocidad de la luz.
     
    La expresión "espectro electromagnético" suena muy técnica, la palabra "espectro" se refiere a toda una gama de longitudes de ondas y la palabra "electromagnético" significa que las ondas de las que hablamos (luz, rayos infrarrojos, radio, etc.) están compuestas de campos vibratorios eléctricos y magnéticos. La gama de longitudes de onda que corresponde a la luz visible se llama espectro visible.
     
    Antes de la década del sesenta, la astronomía observacional sólo actuaba con medios ópticos (ondas visibles), utilizando telescopios construidos con lentes de vidrio o espejos reflectantes, y observando con la vista o cámaras muy sensibles.
    Pero a fines de los años cincuenta y en los sesenta los astrónomos pudieron detectar casi todo el espectro electromagnético, de modo que en la actualidad, además de la astronomía óptica tenemos la radioastronomía, la astronomía de las microondas, la astronomía del infrarrojo, la del ultravioleta, la de los rayos X e incluso la de los rayos gamma.
     
    Resaltamos que la teoría electromagnética de Maxwell, en 1867, predijo la existencia de todas estas ondas, es decir del espectro electromagnético.
     
     
    Es también necesario señalar que la energía en una onda electromagnética es proporcional a su frecuencia. Este hecho explica por qué los llamados rayos ultravioleta, rayos X y rayos gamma son perjudiciales para los seres vivos, pues si miramos la figura correspondiente al espectro electromagnético, apreciaremos que estas radiaciones se encuentran en la zona de mayor frecuencia del mismo. Esto implica que tienen asociada una energía muy alta, la cual puede producir alteraciones en células, e incluso en el ADN.
     
     
    Ahora si, realicemos la actividad
     
    Elementos:
    un control remoto cualquiera que esté funcionando (por ejemplo, del televisor), y una cámara web conectada a una computadora.
     
    Procedimiento:
    Mientras observamos el frente del control remoto, presionemos algún botón del mismo (cualquiera).
    ¿Vemos algo?. La respuesta es NO; por más que nos esforcemos, no se ve nada.
     
    Ahora encendamos la cámara web para poder ver la imagen en el monitor de la computadora, y otra vez presionemos algún botón del control remoto, apuntando en dirección a la cámara, como muestra la figura.
     
     
    Vemos en el monitor una luz o destellos, (dependiendo del modelo del control remoto).
    Lo que ocurre es que la cámara web, además de captar la luz visible, también capta parte del infrarrojo que el ojo humano no puede detectar!.
     
    Si consideramos, además, que todo cuerpo que está a una temperatura mayor que cero (absoluto) emite radiación infrarroja, podríamos pensar que esta radiación también puede ser captada por la cámara.
    Ahora calentemos un trozo de alambre en la hornalla, tomando la precaución de sujetarlo con una pinza u otro elemento para evitar quemarnos. Una vez que el alambre esté caliente lo colocamos frente a la cámara, ¿vemos algo distinto en el monitor?
    No, la cámara no mostrará "luz" o algo distinto de lo percibido a simple vista como en el caso anterior; sin embargo el alambre está emitiendo radiación infrarroja, pero la cámara no lo detecta porque esta radiación es de una longitud de onda mayor. La cámara como nuestro ojo también tiene una "visión" acotada en longitud de onda.
    Más aún, no existe un sensor (cámara, ojo, antena, etc.) capaz de captar radiación en TODAS las longitudes de onda del espectro electromagnético.
     
     Actividades de Divulgación científica en el IAR
    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.
     
    Las tareas de extensión son realizadas por estudiantes avanzados de la carrera de Astronomía, y por docentes e investigadores de la Institución.
    Los días de atención son los viernes, en dos turnos:
    • mañana (9:00 hs)
    • tarde (13:00 hs)
    Los turnos se pueden solicitar por teléfono, fax o e-mail a:
    Tel/Fax: (0221) 425-4909 y (0221) 482-4903
     
    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.unlp.edu.ar/divulgacion.htm
      El IAR en los medios
    En esta sección encontrará artículos publicados en diversos medios acerca de las distintos actividades del IAR y su gente.
     
    - Presentaron el satélite que observará datos en coordinación con científicos de la Unicén - El Eco Digital (Tandil) - (05-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Presentaron el satélite que observará datos en coordinación con científicos del IHLLA - La Voz de Tandil (05-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Presentaron el satélite que observará datos en coordinación con científicos del IHLLA - UNICEN (06-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Un logro argentino - La Nación (07-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Un logro argentino - Nuestro Mar (07-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Investigar para encontrar respuestas - La Palabra Universitaria (09-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Hay 70 nuevos investigadores en el Conicet - El Día (30-04-2010)  Descargar Descargar
     
    - Para la ciencia, la vida extraterrestre dejó de ser una posibilidad insólita - Clarín (09-06-2010) Descargar Descargar
     
    - Una "LLAMA" que calienta la expectativa radioastronómica. Entrevista al Dr. Marcelo Arnal - Boletín Nº 295 Observatorio Astronómico de La Plata (25-06-2010)  Descargar Descargar
     
    - Proyecto LLAMA y el MAM (Mal Agudo de Montaña) ¿Sabemos enfrentarlo?". Charla del Dr. Ricardo Morras - Boletín Nº 295 Observatorio Astronómico de La Plata (25-06-2010) Descargar Descargar
     
    - Entrevista al Dr. Marcelo Arnal : Una LLAMA que calienta la expectativa radioastronómica - Universo a la Vista (29-06-2010)  Descargar Descargar
     
     Quienes somos:
    Selección de contenidos y diagramación:
    Bib. Claudia Boeris
    C.C. Nelva Perón

    Visitas guiadas:
    Lorena Báez

    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.unlp.edu.ar

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    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
    Año 5 Nº  19 - Diciembre de 2007
    Año 6 Nº  20  - Marzo de 2008
    Año 6 Nº  21  - Junio de 2008
    Año 6 Nº  22 - Setiembre de 2008
    Año 6 Nº  23 - Diciembre de 2008
    Año 7 Nº  24  - Marzo de 2009
    Año 7 Nº  25  - Junio de 2009
    Año 7 Nº  26 - Setiembre de 2009
    Año 7 Nº  27 - Diciembre de 2009
    Año 8 Nº  28 - Marzo de 2010
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