El Dr. Arnal nació en la ciudad de Comodoro Rivadavia y realizó sus estudios de Astronomía en la ciudad de La Plata. Obtuvo su título de Licenciado en 1971 y se doctoró en noviembre de 1977.

 

Fue Director del IAR desde noviembre de 1997 a diciembre de 1999 y Vicedirector desde 2004 hasta 2007.

 

Desde 1985 ha sido Director de diversos Proyectos de Investigación y Desarrollo (PID), así como Director de Tesis de Licenciatura y de Doctorado y Director de Becarios.

 

Es Profesor Titular de las materias "Astrofísica de la emisión de continuo" y "Técnicas Observacionales Radioastronómicas" en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de La Plata (FCAGLP).

 

Registra un total de 160 artículos publicados de diversa índole, 54 comunicaciones orales en congresos nacionales y 30 en congresos internacionales.

El 17 de marzo de 2008 se procedió a bajar el cabezal del receptor de radioastronomía ubicado en el foco del paraboloide de 30m de diámetro de la Antena I. En dicho cabezal se encuentran los amplificadores enfriados criogénicamente a 20K (aprox. -250 ºC) que le otorgan al sistema una alta sensibilidad.

 

La coordinación de los trabajos relacionados con la bajada del cabezal estuvieron a cargo de los Ing. Leonardo Guarrera y Juan Carlos Olalde con la activa participación de los técnicos Pablo Ottonello (Electricidad y sistemas criogénicos), Pablo Alarcón (Electricidad), Santiago Spagnolo (Mecánica), Ricardo Salazar (Mecánica) y Oscar Pérez (Mecánica) y la C.C. Nelva Perón (Documentación). Los trabajos de reparación y mantenimiento están siendo dirigidos por el Ing Daniel Perilli.

 

El receptor será sometido a una serie de tareas de mantenimiento mecánico y electrónico (reparación de una de las ramas del polarímetro, inserción de nuevos filtros pasabandas, mejoras en el sistema de oscilador local).

 

En paralelo a éstas tareas se llevan a cabo modificaciones en los denominados mezcladores a banda base del radiómetro, a los efectos de eliminar oscilaciones de pequeña amplitud ("ripple") que afectaban las observaciones espectroscópicas. Esta tarea es desarrollada por el Técnico Martín Salibe bajo la dirección del Ing. Juan Carlos Olalde.

 

Durante el mismo período se lleva a cabo una actualización del sistema de computación que controla el movimiento automático de la Antena I. Esta tarea es realizada por el Ing. Juan José Larrarte.

 

 

El comité organizador estuvo formado en su mayor parte por miembros del IAR:
Ileana Andruchow,
Anabella T. Araudo,
Paula Benaglia (Chair),
Pablo M. Cincotta,
Mariana Orellana,
Gustavo E. Romero (Dean of the School),
Gabriela S. Vila

 

El cuerpo de profesores contó con la presencia de los siguientes miembros:
Felix A. Aharonian (DIAS-Dublin/MPIfK-Heidelberg),
Leandro G. Althaus (FCAG-La Plata) ,
Valentí Bosch-Ramon (MPIfK, Heidelberg) ,
Sergio A. Cellone (FCAG-La Plata) ,
Sylvain Chaty (AIM-Paris),
Charles D. Dermer (NRL-Washington) ,
Daniel O. Gómez (UBA-Buenos Aires) ,
I. Félix Mirabel (ESO-Santiago, Chile) ,
Josep María Paredes Poy (UB-Barcelona) ,
Gustavo E. Romero (IAR-CONICET/FCAG-UNLP) ,
Héctor Vucetich (FCAG-La Plata)

 

Todos los profesores extranjeros viajaron a la Argentina exclusivamente para este evento. Entre ellos, se encuentran algunos de los más renombrados especialistas internacionales en el área académica específica de la escuela. Uno de ellos es director en un instituto Max Planck (Heidelberg) y líder mundial en Astrofísica de Altas Energías, enseñando en el Trinity College de Dublín (Aharonian). Otros son profesores Titulares de las Universidades de Paris VII (Chaty), Barcelona (Paredes) o investigadores de instituciones de prestigio (Dermer, Naval Research Lab; Bosch-Ramon, Max-Planck-Intitut für Kernphysik). Los profesores Aharonian y Dermer son autores de libros de circulación internacional en el tema. Debemos destacar que los Drs. Paredes y Bosch-Ramon son visitantes asiduos a nuestro Instituto.

 

Las clases fueron dictadas en el Salón de Actos de la FCAG, de 09:00 a 18:00 hs de lunes a viernes. Se dictaron clases individuales sobre temas específicos de 50 minutos de duración y cursos de 2, 4 y 5 clases.

 

La escuela tuvo como idioma oficial el inglés y siguió todos los protocolos estándar para escuelas internacionales.

 

En total participaron 64 alumnos de los siguientes países: Argentina, Brasil, Chile, Colombia, España, Finlandia, Francia, Irlanda, México, Polonia, Reino Unido, Uruguay, y EEUU. De estos estudiantes, sólo 24 fueron de FCAG. El número máximo de estudiantes fue fijado en 60 dada la capacidad del aula. Numerosos estudiantes no pudieron participar debido a la limitación de espacio.

 

Los participantes presentaron numerosos trabajos en la escuela: hubo 12 charlas orales y 20 posters.

 

Como resultado de la escuela se editarán 2 libros: Compact Objects and their Emisión, eds. Gustavo E. Romero & Paula Benaglia, a ser publicado por la A.A.A. (longitud estimada 350 páginas, con las clases de los profesores y formato de libro de texto) y Proceedings of the First La Plata Internacional School on Astronomy and Geophysics, eds. Ileana Andruchow & Gustavo E. Romero (longitud estimada 200 páginas, con las contribuciones de los participantes). El último libro aparecerá también en formato electrónico.

 

 

Las bandas de longitudes de onda milimétricas y sub-milimétricas (0.3 - 1.0 mm) del espectro electromagnético, son únicas en astronomía: contienen más de 1.000 (mil) líneas espectrales de moléculas interestelares y circumestelares, como así también emisión en banda ancha originada en emisión del polvo frío del medio interestelar. Por lo tanto, estas son las únicas bandas en el espectro donde podemos detectar polvo frío y moléculas, en regiones tan lejanas como galaxias con altos corrimientos al rojo en sus espectros ("redshifts") en el temprano universo, como así también en las regiones de formación de proto-estrellas más cercanas, en la Vía Láctea. También son las únicas bandas que dan información detallada acerca de la cinemática en a) los alrededores de estrellas jóvenes, b) jets bipolares; c) discos proto-planetarios; d) estrellas tardías, con envolturas extensas y enriquecidas de elementos pesados, eyectadas en las últimas etapas de su evolución; e) etc.

 

Debido al rico potencial de la ventana milimétrica y sub-milimétrica, este tipo de astronomía ha llevado a un amplio esfuerzo a nivel mundial, con al menos 16 naciones desarrollando tecnología de punta en ese rango espectral. La banda sub-milimétrica es, tal vez, la última casi completamente inexplorada banda del espectro debido a que es técnicamente muy difícil de operar, por la complejidad de la instrumentación y la opacidad de la atmósfera en ese rango espectral. Al presente hay 19 telescopios milimétricos y sub-milimétricos operando en sitios tan distantes como América, Asia y Europa. Con los nuevos instrumentos, la astronomía milimétrica pasó a ser, desde el descubrimiento de las primeras líneas espectrales originadas en moléculas interestelares, en los años 70, una poderosa rama de la astronomía observacional, proveyendo estudios detallados de objetos estelares jóvenes, de envolturas circumestelares y nubes moleculares en galaxias cercanas.

 

Sin embargo, la principal limitación para realizar astronomía sub-milimétrica está relacionada con la absorción de la atmósfera en el rango de frecuencias (para las bandas de interés) comprendidas entre 350 y 1000 GHz, debido principalmente a la atenuación de la señal originada en la presencia de Vapor de Agua y Oxígeno de la atmósfera. Por lo tanto, para mejorar la transmisividad de la misma, se requiere la localización de sitios geográficos donde, por ejemplo, la contribución del Vapor de Agua Precipitable (en particular) sea menor que 1 mm.

 

Por otra parte, en estos años, los países que realizan grandes inversiones en el área de la astronomía están proyectando los futuros grandes instrumentos para las próximas décadas. Paralelamente, se han asociado a grupos de investigación que están realizando exhaustivas búsquedas de sitios adecuados para la instalación de los mismos.

 

Debido al creciente interés científico de realizar observaciones astronómicas en esas frecuencias y adquirir esa estratégica tecnología, astrónomos de nuestro país, junto con colegas de otros países de Sudamérica están intentando unir sus esfuerzos para poder instalar un radiotelescopio que fuese capaz de trabajar en las bandas mencionadas. El instrumento propuesto constaría de una antena de 12 m de diámetro, con una superficie que permita observaciones en la banda sub-milimétrica, y receptores de línea y continuo que cubrirán un amplio rango de frecuencias. Dicho instrumento también puede ser parte de un interferómetro de larga línea de base, que opere conjuntamente con otros similares recientemente instalados en la Puna de Atacama, Chile (Proyecto APEX)

 

Con vistas a ese objetivo final, la fase inicial de ese ambicioso proyecto está relacionada con la una serie de campañas de búsqueda de sitio adecuado, que cumpla con una serie de especificaciones que el proyecto requiere.

 

 

La atmósfera afecta la amplitud, fase y dirección de la propagación de las microondas. Los efectos de propagación son causados por gases atmosféricos y el vapor de agua. Cada uno de los efectos puede estar relacionado a la distribución de parámetros meteorológicos tales como: a) temperatura; b) presión; c) humedad relativa; d) agua contenida en nubes, lluvia, nieve; etc.

 

Sabemos que la atmósfera es una mezcla de gases con las siguientes abundancias: a) Nitrógeno (78,09 %); b) Oxígeno (20,95 %); c) Argón (0,93 %); d) Monóxido de Carbono (0,03 %) y también otros gases en menor proporción. Estas abundancias son válidas para altitudes menores que 80 Km. De particular importancia para la propagación de microondas son el Vapor de Agua, el Oxígeno y el Ozono.

 

Debajo de los 80 Km, la concentración relativa se mantiene fija, mezclada por turbulencia y, arriba de los 80 Km (debido a efectos de dilución) comienza a cambiar la concentración relativa de los gases. Arriba de 80 Km afectan la propagación a frecuencias menores que 1 GHz, pero no afectan la propagación en el rango de microondas.

 

Para estimar los efectos de la atmósfera sobre las microondas, se requieren perfiles de Temperatura, Presión y Vapor de Agua con la altura, medidos en el lugar requerido. Las propiedades de todos los parámetros cambian con la estación del año, con el día y con la hora. Inclusive, en algunos casos, hay fluctuaciones del orden de los minutos. En el caso de la presión atmosférica, ésta decrece con la altura en forma aproximadamente exponencial y varia poco de hora en hora, según muestran sondeos hechos con la misma masa de aire.

 

La concentración de Vapor de Agua en la alta troposfera es altamente variable, especialmente dentro de los 1,5-2,5 Km. de altura. Las variaciones son significantes y ocurren a pequeña y gran escala, asociadas a nubes y grupos de nubes. El aire dentro de las nubes está saturado y fuera de ellas se observan valores bajos de humedad. En cambio, el Oxígeno está exponencialmente distribuido en la atmósfera con una escala de altura de 5 Km y no varía en forma significante con el tiempo.

 

La transmisividad de la atmósfera Γ es una función de la frecuencia (ν), la altura (h), la columna de Vapor de Agua (W) y la masa de aire (A), y esta dada por una función de la forma:

 

Γ(ν,h,W,A) = exp [ -τ(ν,h,W) . A ] donde A = sec(z) y z es la distancia zenital.

 

A bajas elevaciones se encuentra la mayoría del Vapor de Agua que absorbe la casi totalidad de los fotones sub-milimétricos, antes que alcancen el telescopio. Sin embargo, a altas elevaciones el contenido de Vapor de Agua decrece sustancialmente. Minimizando este contenido, la transparencia de la atmósfera mejora y hace posible la observación astronómica. Por esta razón, los observatorios infrarrojos y sub-milimétricos son construidos a grandes alturas.

 

 

4 mm de Vapor de Agua es, en los hechos, casi completamente seco; sin embargo, la atmósfera bloqueara el 98% de la radiación a 0.3 mm (800 GHz). En un sitio aún mejor, con un contenido de Vapor de Agua de 1 mm, la atmósfera solo bloqueará el 25 % de la radiación a la misma frecuencia. A frecuencias mas bajas, 200 GHz y menores, o sea en el rango milimétrico, podemos realizar observaciones bajo condiciones donde las observaciones sub-milimétricas serían imposibles.

 

De todo ello se desprende que la astronomía sub-milimétrica solo será posible de realizar en regiones donde el contenido de Vapor de Agua precipitable sea, al menos, inferior a 1 mm. Estas regiones solo son posibles de encontrar en áreas extremadamente secas y por encima de los 2.500 - 3.000 m de altura. Las regiones del altiplano andino parecerían cumplir con esos requisitos. Por ejemplo, para la región de San Antonio de los Cobres (Prov. De Salta), a 3.780 m de altura y según datos meteorológicos provistos por Gendarmería Nacional, la temperatura media invernal es de -12° durante la noche y 16° durante el día; y de -2° en la noche y 18° para los meses de verano; la humedad media (en invierno) es de 8%; el promedio anual de precipitaciones es de 5%. Todos estos datos son válidos para el año 2.002.

 

Existen regiones más áridas y a mayor altura que la mencionada, por encima de los 4.000 m, que requiren ser monitoreadas. Se considerarán aptas para la instalación de futuros emprendimientos radioastronómicos aquellas zonas que muestren opacidades atmosféricas en 220 GHz por lo menos del orden a aquellas que se obtuvieron en la región de Atacama (Chile), donde se están instalando grandes telescopios sub-milimétricos. De encontrarse en nuestro país sitios con esas características de transparencia atmosférica, las mismas no solo serán aptas para la instalación de instrumentos de los denominados de "disco simple", sino también que los mismos podrán ser utilizados para realizar observaciones interferométricas con instrumentos similares en Atacama. Para la selección del sitio se deberán también tener en cuenta otros aspectos tales como: a) actividad sísmica de la zona; b) conocimiento sobre la actividad eólica (velocidad de los vientos); c) importancia y frecuencia de las denominadas "megatormentas"; d) infraestructura existente en las cercanías (caminos, energía eléctrica, comunicaciones, etc).

 

Entre los sitios de potencial interés, pueden mencionarse las zonas de Abra de Chorrillos (4.475 m), cercanías de Olacapato (con sitios cercanos a los 4.200 m) y regiones cercanas a Tolar Grande (4.000 - 4.500 m), todas ellas en la Provincia de Salta parecen ser las más promisorias. A tales fines, se iniciaron, en el año 2004, campañas de monitoreo de la opacidad atmosférica en un punto de la cordillera de Macón, cercano a la localidad de Tolar Grande (Puna, salteña), a 4610 metros de altura.

 

Para realizar las mediciones, se está utilizando un instrumento destinado a medir la opacidad atmosférica en 220 GHz, denominado "TIPPER", que ingresó al país a comienzos del año 2003. Este fue cedido, en calidad de préstamo y por el término de cinco (5) años, por el Departamento de Astronomía de la Universidad Autónoma de México (UNAM).

 

 

Próximo al medidor de opacidad, opera también una estación meteorológica automática para monitorear la temperatura, humedad, presión, velocidad y dirección del viento y un pluviómetro, perteneciente al IATE (CONICET-Córdoba).

 

Los resultados obtenidos después de cuatro (4) años de actividad del instrumento confirman que la zona es un sitio excelente para realizar astronomía milimétrica con valores de opacidad menores a 0.2 durante el 80 % del tiempo. También es un muy buen sitio para astronomía sub-milimétrica con opacidades menores a 0.1 durante el 40 % del tiempo

 

La confirmación de la existencia de sitios de gran interés astronómico en el país puede calificarlo también para que grandes consorcios astronómicos (AURA-USA, ESO-comunidad Europea, etc) instalen grandes instrumentos en el país. Cabe señalar que este tipo de instalaciones trae aparejado grandes beneficios económicos, científicos y tecnológicos para el país anfitrión. A título de ejemplo se puede mencionar el modelo chileno, sede mundial de los mayores telescopios en operación en la actualidad, que percibirá por solo uno de ellos la cantidad de U$S 700.000 anuales para facilitar el terreno para la instalación del complejo radioastronómico ALMA en las alturas de Atacama. Estos fondos se utilizarán en Chile para financiar proyectos locales y regionales y desarrollo científico a nivel nacional. De más está decir que tanto la construcción, como la operación, de este tipo de instrumentos constituyen una fuente de empleo de gran importancia para el país anfitrión. Igualmente importante es el desarrollo tecnológico que trae aparejado este tipo de proyectos: Astronomía y Tecnología han estado siempre ligadas. Las demandas de innovaciones requeridas por este tipo de instrumentos, tanto en tecnología como en "software", son un desafío para la ingeniería, induciendo desarrollos que luego son transferidos al mercado.

En el Boletín Radio@stronómico Nro. 18 enseñamos a construir un visor para observar al Sol.

 

 

 

1. Miramos el sol con el proyector y vamos cambiando la posición de la pantalla (habíamos construido la pantalla de modo que ésta pudiera moverse) hasta encontrar el lugar donde la imagen del sol se ve mejor enfocada.

 

 

 

Ambas medidas se toman en centímetros.

 

4. Para obtener el diámetro del sol se hace el siguiente cálculo:

 

 

La distancia entre la Tierra y el Sol es: 150.000.000 (150 millones) de kilómetros, que son 15.000.000.000.000 (15 billones) cm, o para poner en la calculadora: 15x10¹² cm. El diámetro del Sol calculado estará expresado en centímetros, para pasarlo a kilómetros se divide por 100.000.

 

El número calculado es una estimación o aproximación al verdadero diámetro del Sol.

 

E-mail : difusion@iar.unlp.edu.ar

 

Por razones de organización, las visitas guiadas se restringen al periodo comprendido entre principios de abril y principios de diciembre de cada año.

P - hola les queria hacer una consulta que lugares me recomiendan para estudiar la carrera de astronomia? Juan Juan

 

R - La carrera de Astronomía se puede estudiar en argentina en tres Universidades Nacionales:
- Universidad Nacional de La Plata (UNLP), Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG)
- Universidad Nacional de Córdoba (UNC), Facultad de Matemática, Astronomía y Física (FaMAF)
- Universidad Nacional de San Juan (UNSJ), Facultad de Cs. Exactas, Físicas y Naturales (FCEFyN)
En las tres universidades la Licenciatura se completa en 5 años de cursada y un trabajo final. En los primeros años de carrera se enfatiza una formación en física y matemática, con acercamientos a la astronomía, que se profundiza en los últimos años. En las páginas de las facultades se encuentra la información de Plan de Estudios, fechas de inscripciones, etc.

 

P -Estimado amigo astrónomo: Mi pregunta es si los asteroides pueden emitir ondas de radio, y si es asi, qué caracteristica saliente pueden decirme de ellas, sucintamente, y a mi nivel que es de medio, a medio para abajo, en cuestiones astronomicas o radioastronómicas. ¿Las ondas de radio de la luna pueden detectarse y si es asi, qué caracteristica tienen?...Oscar Ferreyra

 

R - Los asteroides son cuerpos rocosos y metálicos que se encuentran en el sistema solar (orbitan en torno al sol). Reciben la denominación de asteroides sólo aquellos que se encuentran en una órbita interior a la de Neptuno. La emisión de radio de estos objetos sólo tiene un origen térmico debido a la acción del sol, es decir, tienen un comportamiento parecido al de los cuerpos negros^*, absorbiendo la radiación proveniente del sol y emitiendo en continuo en frecuencias de radio, pero esta emisión es extremadamente débil.

 

Los objetos que presentan líneas de emisión^** en frecuencias de radio son los cometas, cuerpos del sistema solar con órbitas muy excéntricas (elipses muy achatadas donde el sol está en uno de los focos). Los cometas está compuestos por materiales sólidos que se subliman (pasan del estado sólido al gaseoso sin pasar por el líquido) en las cercanías del sol, por ejemplo agua. Cuando se encuentran a una distancia entre 5 a 10 UA^*** estos gases forman una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma; eventualmente el viento solar provoca la cola del cometa (son dos, una de polvo y otra de iones de gas). La acción del sol provoca la disociación de la molécula de agua (H2O dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno) presente en la coma. El agua se disocia en un protón y un oxhidrilo (OH), y este provoca líneas de emisión en frecuencias de radio, amplificadas por el efecto Máser^****.

 

En el caso de la luna y los asteroides se trabaja en radio para hacer un seguimiento tipo radar, es decir se envía una señal hacia el objeto y luego se recibe la misma señal reflejada en el objeto en el cuerpo.