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 anterior 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. 
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El cometa McNaught pudo ser observado a simple vista en la segunda quincena de enero, después de la puesta del Sol.
Este cometa fue descubierto en agosto de 2006 por el astrónomo australiano Robert McNaught y lleva su nombre. Dada su posición, durante los primeros días de enero, sólo pudo verse desde el hemisferio norte. Y alcanzó un brillo tan notable, que podía ser observado, incluso inmediatamente después de la puesta del sol.
El 12 de enero, el McNaught (cuya entrada de catálogo es C/2006 P1) alcanzó su perihelio, es decir la mínima distancia del sol, a sólo 25 millones de kilómetros de nuestra estrella. En torno a esa fecha, observadores de todo el mundo pudieron verlo con binoculares a plena luz del día, algo completamente inusual y que demuestra el excepcional brillo del cometa.
De hecho, se ha convertido en el más brillante desde 1965 (cuando nos visitó el magnífico Ikeya Seki, uno de los más notables de la historia).
Con el correr de los días, el cometa irá ganando altura sobre el horizonte del anochecer, facilitando su ubicación. Pero al mismo tiempo, ira perdiendo brillo lentamente (a medida que se aleja del Sol y de la Tierra). Aún así, todo indica que seguiría observándose a ojo desnudo, hasta fines de enero.
Las siguientes fotografías fueron obtenidas por el Sr. Guillermo E. Sierra, fotógrafo de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la UNLP, el día sábado 20 de de enero al anochecer en el parque del IAR.
(Fotos: Guillermo E. Sierra)
El domingo 21 al anochecer fueron obtenidas las siguientes tomas.
(Fotos: Guillermo E. Sierra)
Más imágenes: Sky & Telescope
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Entre los días 26 y 31 de marzo del corriente año, se reunirá en la ciudad de San Juan, Argentina, el Comité Directivo del proyecto internacional Square Kilometre Array (SKA).
Entre las actividades programadas, el dia 28 de marzo se llevará a cabo una destinada a la "Ciencia y Tecnología".
Durante la misma, especialistas dictarán conferencias sobre distintos aspectos de los proyectos científicos que podrían ejecutarse con dicho instrumento.
También será efectuada una puesta al dia de los aspectos tecnológicos del instrumento.
Se invita a todos aquellos interesados en concurrir a esta reunión, a visitar la página web:
http://www.iafe.uba.ar/astronomia/snr/SKA-ISSC17/issc17.html Ante cualquier inquietud, se ruega ponerse en contacto con alguno de los miembros del Comité SKA de Argentina:
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La primer semana de marzo el Dr. Gustavo E. Romero viajó a Paris para participar en la primera reunión internacional del proyecto llamado Cherenkov Telescope Array (CTA), un mega-instrumento pensado para detectar rayos gamma con una precisión sin precedentes y que dominará este tipo de astronomia durante la próxima década.
El Dr. Romero formó parte de una comitiva argentina, integrada además por los Dres. Adrián Rovero (IAFE) y Xavier Bertou (CAB, CNEA).
Esta comitiva forma parte de un grupo que intenta promocionar los sitios que existen en la Argentina para la posible localización de grandes telescopios gamma.
Más información:
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En los años 80, Virpi inició una colaboración fructífera con miembros del IAR, y que continuó haciendo hasta sus últimos días, en temas tales como el estudio de la Burbujas Interestelares. Sean estas breves lineas un homenaje a una colega de gran jerarquía, que se destacó como Profesional y como Persona. 
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Contanos un poco sobre tu vida personal: ¿dónde naciste, dónde estudiaste, cómo llegaste a la Plata? Me adelanté unas semanas en nacer así que no arribé al lugar que considero como natal hasta que tuve 8 días. Después viví siempre en la ciudad de Bariloche. Me mandaron a una primaria católica, y después estudié en el colegio industrial de allá, para recibirme en el '97 de técnico mecánico-electricista. No llegué a ejercer ese título sino que vine a La Plata a estudiar astronomía. ¿Cómo se originó tu interés por la Astronomía? ¿Hubo algún hecho puntual que lo definiera? Clásicamente la respuesta es que siempre me gustó mirar el cielo nocturno. Al sur y con menos contaminación tenía un espectáculo muy bonito. Antes de terminar la primaria ya decía que iba a estudiar astronomía. Como hitos en cuanto a mis ganas de estudiar astronomía podría hacer referencia a esa vez que me mandaron fotos desde la Nasa, adonde habíamos escrito con mamá: quedé totalmente enamorada. Eran fotos de la misión Voyager de los planetas exteriores, un tema que hoy dista muchísimo de aquel en el que terminé trabajando. Mucho después, casi terminando la secundaria pude conocer a un físico que es astrónomo aficionado, el Dr. Rafael Montemayor del Instituto Balseiro, quien me terminó de entusiasmar con la astronomía. Gracias a él vi por primera vez a través de un telescopio, y en un tiempo hasta pensaba en construirme uno. Además, una influencia innegable en mi interés creciente fue la de mi madre y sin dudas también ella fue quien hizo posible que pudiera venirme a estudiar, cuando ya mi hermana mayor no lo había logrado, porque la familia no estaba como para hacer el esfuerzo. ¿Cuánto hace que trabajás en el IAR? ¿Cómo fue tu llegada? Conocí el IAR a través de Gustavo Romero, cuando hablábamos de que él podría dirigirme para la tesis de licenciatura. Me incorporé en el 2004, después de recibirme y desde entonces comparto la oficina con Nelva, aunque voy varios días de la semana a trabajar al Observatorio, que me queda más accesible. ¿Por qué querés ser Doctora en Astronomía? El doctorado es el paso natural después de la licenciatura. Después de estudiar unos cuantos años, es la primera experiencia real de trabajo en investigación, y la beca además permite alimentarse. Creo que recién ahora, casi terminando el doctorado, me replanteo si era ésto lo que yo creía que era ser astrónomo. Aclaranos un poco tu última frase. ¿Qué creías que era ser astrónomo? Realmente cuando comencé a estudiar no me imaginaba que sería una profesión en la que la mayor parte del tiempo estaría sentada frente a una computadora ... podríamos llamarla una "profesión de oficina". Lamentablemente en la actualidad el sistema de evaluación dista mucho de ser el ideal, por ejemplo: el trabajo de investigación no se evalúa según su calidad sino de acuerdo al número de publicaciones que tenés. Incluso hasta en la astronomía a veces se mezclan cuestiones políticas que, como en la vida social, es algo que mejor perder que encontrar. Entre otras cosas, estas me tiran para abajo, pero no quiero sonar muy pesimista... también hay cosas buenas! ¿Pensás que nuestro país te dará la oportunidad de seguir trabajando y progresando en tu profesión? Es lo que espero, aunque lo que en realidad me gustaría es que los centros de investigación en astronomía no fueran tan pocos en el país, como para poder combinar la profesión con el habitar en un lugar querido. Es más importante de lo que parece, al menos para mí. ¿Te gustaría ejercer la docencia? o creés que tu perfil está más orientado hacia la investigación? Mi experiencia con las ayudantías me demuestra que no me encanta la docencia, pero es algo que se hace mejor en la segunda vez que pasás por una cátedra, y cuando va saliendo mejor es algo que gusta más. Está bueno cuando a veces las preguntas de los alumnos te hacen replantearte algo en una forma distinta de cómo lo tenías pensado. ¿Tenés algún hobbie o gusto particular fuera de tu trabajo habitual? No mucho, me gusta la fotografía pero no la tomo tan en serio como para hablar de un hobby. Me encanta el "trekking" (senderismo de montaña) pero por cuestiones obvias ahora es algo que sólo hago en vacaciones. Cuando se puede, me encanta ir al cine.
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Por el Dr. E. Marcelo Arnal
Entre las estrellas que componen una galaxia como la Vía Láctea existe un medio, denominado medio interestelar, que puede encontrarse bajo una variedad de condiciones físicas.
Quizás el componente más conocido de este medio interestelar es el denominado polvo interestelar, que formado por pequeñas partículas con mezclas de constituyentes de carbón y silicio, es el responsable del denominado enrojecimiento de la luz de las estrellas. Por este fenómeno, la intensidad que se observa de la luz de las estrellas es inferior a la que se observaría (o sea que se serían más brillantes) si estas partículas no se encontraran presentes. En términos generales puede decirse que cuando más alejada se encuentre una estrella del Sol, su luz se verá más debilitada (o sea que será más difícil de observar) por este fenómeno.Estas partículas son también responsables de cierta polarización1 que podría observarse en la luz de las estrellas.
Otro de los constituyentes del medio interestelar es el denominado gas interestelar. Como su nombre lo indica está formado por gases, los que pueden encontrarse en estado neutro o ionizado2 .
En estado neutro este gas puede encontrarse bajo la forma atómica o molecular. En su estado atómico, el 92% del gas es hidrógeno (HI), mientras que en su estado molecular el que más abunda es el hidrógeno molecular (H2).
El estudio a gran escala de las propiedades físicas del gas atómico del medio interestelar comenzó a realizarse con el advenimiento de la Radioastronomía. Mediante el uso de antenas y de equipo electrónico sofisticado, a principios de los años 1950 se detectó por primera vez la radiación emitida por el átomo de hidrógeno del medio interestelar. Esta radiación es emitida en la frecuencia de 1420.4 MHz (equivalente a una longitud de onda de aproximadamente 21 cm.). Con el correr del tiempo estas observaciones permitieron conocer varias características físicas y dinámicas de este gas. En este sentido, se encontró que el HI está concentrado en grandes estructuras que tienen la forma de brazos en forma de espiral;
que en la parte interna (dentro de los 15.000 pc3 del centro de la Vía Láctea) el HI se encuentra distribuido en una capa plana (que define el llamado plano galáctico) con un espesor típico de unos 220 pc y que más allá de esa distancia (de los 15.000 pc!) dicha capa se aleja de ese plano de simetría y se ensancha enormemente (ver Figura 1). También se pudo determinar que la densidad promedio del gas atómico ronda un átomo de HI por centímetro cúbico (1 át/cm3), que la temperatura de dicho gas es del orden de -190 C, que la estructura de brazos en espiral rota como un cuerpo no rígido4 (ver Figura 2) alrededor del Centro de la Galaxia, y que a la distancia del Sol al centro de la Galaxia (unos 8.500 pc lo que es equivalente a unos 27.700 años-luz) la velocidad de rotación alrededor de ese centro es del orden de unos 220 km/seg.
Análisis de las bases de datos de hidrógeno neutro obtenidas con los radiotelescopios, mostraron que la distribución espacial del átomo de hidrógeno no es homogénea, sino que presenta estructuras de muy diversas formas y dimensiones. Entre las estructuras más espectaculares que puedan detectarse en el medio interestelar de una galaxia se encuentran las denominadas supercáscaras de hidrógeno neutro. Los trabajos pioneros en este campo fueron llevados a cabo por el astrónomo estadounidense Carl Heiles (Astrophysical Journal, año 1979, vol. 229, pág. 533; Astrophsical Jornal Sup. Series, año 1984, vol. 55, pág. 585) entre fines de la década de los años setenta y mediados de la década de los años ochenta del siglo pasado. En general estas estructuras son observadas en un rango dado de velocidades radiales5 como una zona del cielo que presenta un mínimo en la emisión de hidrógeno neutro que se encuentra rodeado por zonas de mayor emisividad (ver Figura 3). Estas últimas (las zonas de mayor emisividad) en general poseen una forma elipsoidal con ejes mayores y menores de varios centenares de parsec. Hasta el momento se han detectado en la Vía Láctea un poco más de un centenar de estas estos objetos.
En un inicio, la génesis de estas enormes estructuras parecía ser sólo la acción conjunta de vientos estelares de estrellas de gran masa (aquellas cuyas masas son al menos unas ocho veces superior a la masa del Sol) y la ulterior explosión de supernova que dichas estrellas inexorablemente sufren. Una primera teoría de los fenómenos que podrían ocurrir en el medio interestelar como consecuencia de los vientos estelares fue desarrollada por varios grupos de investigadores (Weaver y col, Astrophysical Journal, año 1977, vol. 218, pág. 377 y referencias ahí citadas). Es importante destacar que el viento estelar es inyectado en el medio interestelar a una velocidad de varios centenares (incluso miles) de kilómetros por segundo. En estas condiciones se genera en el medio interestelar una onda de choque6 que desplaza todo el gas del medio interestelar que se encuentra en las cercanías de la estrella. A medida que este gas se mueve, atrás de la onda de choque queda gas calentado a millones de grados y con muy baja densidad. El gas "barrido" por la onda de choque se acumula en una cáscara que se expande a velocidades muy elevadas al inicio de la expansión. Haciendo uso de ciertas hipótesis (viento estelar isotrópico, medio interestelar homogéneo, la estrella se encuentra en reposo, el medio interestelar no ejerce oposición a la expansión de la cáscara de gas) se encuentran ecuaciones que permiten conocer en todo instante el radio de la estructura en expansión, la velocidad de expansión, y la edad de la misma. En el caso de los vientos estelares las ecuaciones son,
R(t) = 27 Lw1/5 no-1/5 t3/5 (pc)
Vexp = 17 Lw1/5 no-1/5 t-2/5 (km/seg)
Donde Lw es la luminosidad (expresada en unidades de 1036 erg/seg) inyectada al medio interestelar en forma de viento, no (expresada en partículas por centímetro cúbico) es la densidad del medio interestelar y t (en unidades de millones de años) es la edad de la estructura. La luminosidad (Lw) se encuentra vinculada con la tasa de pérdida de masa de las estrellas (indicada por dM/dt) y la velocidad del viento estelar (indicada por vw), mediante la ecuación Lw= 0.5 dM/dt vw2.
Si las explosiones de supernova fuesen responsables de la expansión de las supercáscaras, también se podrían encontrar ecuaciones matemáticas que describan como varían con el tiempo el radio, la velocidad de expansión y la edad de las mismas. Cabe mencionar que las ecuaciones matemáticas para ambos fenómenos (vientos estelares y explosiones de supernova) no son iguales, y predicen valores para los distintos parámetros (dimensiones, velocidades de expansión y edades) de las supercáscaras que pueden diferir en forma apreciable. Haciendo uso de las ecuaciones derivadas de las distintas teorías, se ha encontrado que las edades de las supercáscaras varían entre uno y veinte millones de años. Pero, (¡siempre existe un pero!) si se comparan las dimensiones observadas con las predichas por la teoría se encuentra que las observadas son siempre más pequeñas que lo que tendrían que ser. Esta diferencia se denomina la discrepancia edad-tamaño, y son varias las causas (por ejemplo: tasas de pérdida de masa inferiores a las actualmente aceptadas; oposición del gas del medio interestelar a la expansión de las estructuras; densidad del medio interestelar superior; etc.) que podrían originar la misma.
A partir de las ecuaciones anteriores, se podría derivar la cantidad de energía mecánica que sería necesario inyectar al medio interestelar bajo la forma de vientos estelares, a los efectos de originar una estructura que tenga cierto diámetro. Haciendo este cálculo se encuentra que para formar algunas de las estructuras más grandes se necesitaría una enorme cantidad (centenares y a veces miles) de estrellas de gran masa, todas ubicadas en un volumen del espacio relativamente pequeño (¡comparado con las dimensiones de la estructura!). Dado que esos agregados de centenares (o miles) de estrellas de gran masa no son comunes en nuestra Galaxia, diversos grupos de investigación han pensado en fenómenos físicos alternativos para explicar el origen de las estructuras de mayores dimensiones. A respecto cabe mencionar fenómenos tales como las explosiones de rayos gamma (Perna & Raymond, Astrophysical Journal, año 2000, vol. 539, pág. 706) y las colisiones de nubes de alta velocidad7 con el material del plano galáctico (Tenorio-Tagle, Astronomy & Astrophysics, año 1981, vol. 94, pág. 338). Por razones de espacio, no nos podemos extender en los procesos recién mencionados.
Aunque las estructuras son espectaculares por los tamaños que alcanzan y por las energías involucradas en su creación, ¿cuál es la importancia de su estudio? Hemos mencionado que las dimensiones que pueden alcanzar son de varios centenares de parsec. Esto implica que sus tamaños son mucho más grandes que el espesor medio de la capa del HI en nuestra Galaxia. En este caso, cuando la estructura alcanza dimensiones comparables al espesor de la capa de HI, se producen ciertos fenómenos físicos (que no es posible explicar en este espacio) que aceleran aquellas partes más alejadas del plano galáctico, provocando que las mismas se "fracturen" y dejen escapar por esas "fracturas" el gas caliente que se encuentra en su interior. Este gas caliente, que ha sido enriquecido en metales pesados originados en el interior de las estrellas y liberados al medio interestelar por los vientos, es inyectado en el denominado halo galáctico (material que rodea hasta grandes distancias al centro y al plano de las galaxias). Esto no sólo origina una modificación de contenido de metales en una región dada, sino que también modifica las condiciones dinámicas prevalecientes en el material del halo galáctico antes de que se produjese la "inyección" por las "fracturas" mencionadas anteriormente del gas caliente enriquecido químicamente. Otro fenómeno que pueden originar es la formación de nuevas generaciones de estrellas. En efecto, si durante la expansión de las cáscaras de HI se dan en la misma las condiciones apropiadas, se podrían formar en estas estructuras que se expanden nuevas generaciones de estrellas.
Alternativamente, si durante su expansión una supercáscara dada "colisiona" con una nube molecular8 ya existente, podría originarse en la misma la formación de nuevas
estrellas. Al respecto cabe mencionar que haciendo uso de datos obtenidos con uno de los radiotelescopios del IAR, se ha encontrado una nueva supercáscara de HI (ver Figura 4) que parecería haber originado en el transcurso de su evolución la formación de la asociación de estrellas O y B9 denominada Bochum 7 (ver Fig. 4). Este último trabajo está siendo realizado por los Drs. Arnal y Corti, ambos pertenecientes al IAR.
En resumen, el medio interestelar de una galaxia como la Vía Láctea es asiento de una plétora de fenómenos físicos que, muy probablemente, se originan en la acción de las estrellas sobre el medio interestelar. Esta interacción, además de originar estructuras espectaculares, modifica las condiciones físicas originalmente imperantes en el medio interestelar, y puede dar origen a nuevas generaciones de estrellas.
1 La intensidad de la luz que incide sobre un elemento receptor varía según el ángulo de posición con el que se observe la luz.
2 En general los átomos son eléctricamente neutros. En términos simples puede decirse que la carga positiva del núcleo es balanceada por la carga negativa de los electrones. Ciertos procesos "arrancan" electrones de los átomos. Cuando eso sucede se dice que el átomo está ionizado.
3 Un parsec es una distancia equivalente a 3,26 años-luz. Un año-luz es la distancia que recorre la luz, viajando a casi 300.000 km/seg, durante un año. Esa distancia equivale a 9,45 billones de kilómetros.
4 En un cuerpo que rota en forma rígida, la velocidad tangencial de rotación en un punto dado es directamente proporcional a la distancia de ese punto al centro de rotación. Eso no sucede en el caso de un cuerpo no rígido.
5 La velocidad con la que un cuerpo se acerca o se aleja de un observador.
6 Una onda de choque se produce cuando una perturbación se propaga en un medio dado con una velocidad superior a la velocidad del sonido en ese medio.
7 Las nubes de alta velocidad son objetos constituidos principalmente por hidrógeno atómico, y que no participan del movimiento de rotación alrededor del centro de la galaxia, como lo hace la mayoría del gas. El origen de estos objetos es controvertido.
8 Objetos presentes en el medio interestelar constituidos principalmente por compuestos moleculares (de ahí deriva su nombre) y partículas de polvo.
9 Las estrellas del Universo se encuentran clasificadas en tipos espectrales. Los tipos O y B corresponden a las estrellas de gran masa.
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El Área de Divulgación del IAR continúa su labor llevando a cabo las tradicionales visitas guiadas por el Instituto.
Por otro lado, continuamos con la edición de nuestro Boletín y como una próxima meta incluiremos en la página del IAR nuevas actividades e información relacionadas con nuestra temática. Para mayor información: Visite nuestra página web: http://www.iar-conicet.gov.ar/divulgacion.htm
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P: Hola, me quiero comprar mi primer telescopio y no se que comprar. Me pueden dar alguna pista de algun modelo. Gracias. Pablo Capri
R: Estimado Pablo: Antes de realizar una inversión en un telescopio, te aconsejamos que adquieras algún libro de astronomía observacional para público en general. Afortunadamente existe una importante variedad en las grandes librerias. En el mismo aprenderás: -A reconocer las constelaciones. Al mismo tiempo vas a estar en condiciones de determinar cuales de ellas se observan desde tu posición geográfica, y la época del año en que son visibles. -Los diferentes tipos de objetos que se pueden observar en cada una de las constelaciones. Generalmente hay una descripción del objeto junto con una imagen obtenida con un telescopio, pueda que sea uno aficionado o profesional dependiendo del tipo. -Principalmente aprenderás sobre telescopios, aspectos técnicos, modelos, marcas, etc. A continuación te detallo algunos sitios de Internet que pueden ser útiles: Datos acerca de la hora de salida, puesta y posición de la Luna, el Sol y los planetas
Mapa del cielo que se renueva mensualmente. Presionando el botón del mouse sobre alguno de los puntos cardinales, aparecerá una imagen del cielo en esa dirección. Este mapa pierde precisión si el observador se encuentra muy lejos de la ciudad de La Plata. http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/Cielo/cielo.htmlAcerca de telescopios:
Libro recomendado:
Guía de campo de las estrellas y los planetas de los hemisferios norte y sur. Autor: Donald H. Menzel.
Es el libro más completo que existe acerca las constelaciones, telescopios, etc. Software:
Stelarium. Muy buen programa del tipo planatario. Obtiene la fecha y hora de la PC para confeccionar un mapa del cielo en ese instante. En la página que se detalla abajo hay más información acerca del mismo.
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http://www.hokennusers.com/P: Buenos días, Ustedes me pueden colaborar indicandome en donde puede descargar libros de JHON Kraus de antenas en español. Agradezco su amable atención. Darwin Vargas R: Estimado Darwin: Por lo que podemos saber, el libro de antenas de Kraus no se encuentra digitalizado. Puede encontrar su tabla de contenidos en este link:
O bien adquirirlo en Amazon por 39 US$ más los gastos de envío:
Saludos cordiales
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Selección de contenidos y diagramación: Claudia Boeris Nelva Perón Asesoramiento científico: 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
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