Más importante aún fue que Galileo introdujo el método experimental en la Ciencia: entendió que una proposición, para ser verdadera, debe estar en concordancia con los hechos. Diseñó experimentos, descubrió la ley de inercia, hizo los primeros intentos de medir experimentalmente la velocidad de la luz, y cambió para siempre la forma en que los seres humanos intentan adquirir conocimiento sobre el mundo que los rodea.

 

La resolución fue propuesta por Italia en la 62ª Asamblea General de las Naciones Unidas celebrada en 2007, y tiene entre sus objetivos apoyar la difusión de la ciencia astronómica, presentar los últimos descubrimientos y poner de manifiesto el papel que desempeña la astronomía en la enseñanza de la ciencia.

 

Esta celebración es de carácter mundial e intenta estimular el interés del público en el avance de esta disciplina, como así también poner en relieve la importancia del conocimiento científico en general.

 

En este marco el Instituto Argentino de Radioastronomía presentará el ciclo "El IAR va a la escuela", durante el cual se ofrecerán charlas a docentes y alumnos de las escuelas de la zona, acerca de las temáticas expresadas en AIA 2009 y de las actividades que se realizan en nuestro Instituto.

 

La metodología propuesta, el programa y cronograma de charlas serán publicados en la página web del IAR y distribuidos oportunamente entre los interesados.

 

Se llama a concurso abierto de antecedentes para cubrir un cargo en la Carrera del Personal de Apoyo a la Investigación y Desarrollo de CONICET con lugar de trabajo en el Instituto Argentino de Radioastronomía.

 

La persona seleccionada se encargará de:

- Proveer apoyo computacional a las actividades de ingeniería en la operación y el mantenimiento de instrumental para Radioastronomía.
- Organizar la adquisición de equipamiento para computación, componentes y otros materiales necesarios para sostener la actividad de investigación científica del observatorio y del laboratorio de electrónica.
- Redactar la documentación asociada a sistemas y generar procedimientos de verificación.
- Diagnosticar fallas a nivel de componentes de sistemas digitales.

 

El postulante deberá reunir antecedentes afines a las tareas específicas a desempeñar. Entre las más destacadas se indica:

a) Poseer experiencia en el diseño y desarrollo de software de sistemas que requieran procesamiento digital de señales.
b) Poseer experiencia en el diseño con lógica programable basado en FPGA ("Field Programmable Logic Array).
c) Poseer experiencia en programación en VHDL ("Very High Speed Integrated Circuit Hardware Description Language").
d) Poseer experiencia en programación en el Sistema Operativo VxWorks (excluyente).

 

- Ingeniero con sólidos conocimientos de computación vinculada a instrumentación en los campos de la radioastronomía y las ciencias espaciales.
- Ser argentino nativo, o naturalizado con más de 4 años de ejercicio de la ciudadanía.
- El cargo a cubrir se encuadra en el régimen establecido por Ley 20464 para el personal de apoyo a la investigación y desarrollo de CONICET.
- Los interesados deben cumplir con los requisitos establecidos en el Régimen Jurídico Básico de la Función Pública - Ley 22.140

 

Curriculum vitae, nota de elevación dirigida al Director del Instituto, fotocopia del DNI (hojas 1 y 2) y fotocopia del certificado de estudios.

La presentación se hará:

 

Por correo postal (o personalmente) en: Secretaría del Instituto Argentino de Radioastronomía en sobre dirigido al Comité de Selección, concurso Personal de Apoyo, Casilla de Coreo No. 5, 1894 Villa Elisa, Pcia. Buenos Aires.

Por correo electrónico: concurso-cpa@iar.unlp.edu.ar

 

Fecha de apertura: 16 de Febrero de 2009 / Fecha de cierre: 13 de Marzo de 2009

 

Los postulantes que cumplan con los requisitos de inscripción y sean preseleccionados por el Comité de Selección serán citados telefónicamente o por e-mail para una entrevista personal.

Durante el año 2008 se realizaron diversas actividades en el área de Transferencia Tecnológica del IAR.

 

En los últimos días de marzo se recibieron dos alumnas del Dr. Gustavo E. Romero:

 

 

Las Licenciadas del Valle y Vieyro se incorporarán al IAR con sendas becas del CONICET a partir del 1º de abril y serán dirigidas por los Drs. Paula Benaglia y Gustavo Romero respectivamente.

 

La Nube Mayor de Magallanes (LMC)¹ es una galaxia satélite de la Vía Láctea, miembro del Grupo Local de galaxias y una de las más próximas a la nuestra. Debe su nombre a Fernando de Magallanes, quien en su viaje de circunnavegación alrededor de la Tierra, fue el primero en poner en conocimiento a occidente, de la existencia de la misma.

La LMC está clasificada como una galaxia espiral barrada (SB) sin estructura de anillo(s) de forma irregular y sin bulbo (m). La LMC contiene unos 10.000 millones de estrellas y HDE 269896 con coordenadas galácticas (l,b) = (279°.3, -31°.7), es uno de los miembros más brillantes de la LMC, con tipo espectral ON9.7 Ia+.

 

El tipo espectral es una clasificación que distingue a las estrellas según sea su temperatura superficial, yendo de las estrellas más calientes azules O (conocidas también como tempranas) a las más frías rojas M (conocidas como tardías). Las letras empleadas para dicha clasificación son O B A F G K M.

 

Las estrellas con tipos espectrales O y B son las que poseen mayor cantidad de masa. A su vez, estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños diferentes, lo que implica luminosidades muy distintas, para distinguirlas surgió la clasificación en luminosidad. Para ello se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella, clasificándolas con los números romanos del I al VII, indicando así desde las Supergigantes hasta las Enanas blancas y estimando de este modo su tamaño.

 

Se ha aceptado que la mayoría de las supergigantes OB morfológicamente normales, en sus atmósferas y vientos poseen una proporción de gas consecuencia del ciclo Carbono Nitrógeno Oxígeno (CNO de ahora en más).

 

Los objetos clasificados OBC, son los que poseen abundancias CNO físicamente normales (por ej. estrellas enanas de secuencia) y los objetos clasificados OBN, son aquellos que pueden haber conseguido la mezcla como un resultado de efectos adicionales tales como interacciones binarias o rápida velocidad de rotación inicial.

 

El espectro de HDE 269896 posee dos características inusuales: una línea de emisión de HeII λ4686, no esperada en el tipo espectral relativamente tardío de la estrella y una intensidad anómala en la línea de absorción del CNO, que define a la clase espectral ON supergigante. En los tipos espectrales más tempranos, el efecto de emisión en λ4686 (Of) es un indicador de luminosidad, por ende su presencia en este espectro, fue interpretada como un efecto de superluminosidad. Esto último se confirma por el hecho de que la magnitud visual de la misma resulta ser más brillante que la correspondiente a la supergigante Ia típica.

 

La relación He II λ4541 = Si III λ4552 define al tipo espectral O9.7.

 

Por todo lo dicho hasta aquí, el espectro de HDE 269896 fue clasificado como ON9.7 Ia+ por Walborn Nolan (Astrophysical Journal, año 1977, vol. 215, pág. 53).

 

 

En la Figura 1, a modo de comparación, se muestra un espectro en baja resolución de HDE 269896 junto a los espectros de otras cuatro estrellas ON, OC y supergigante normal del mismo tipo espectral, de nuestra galaxia.

 

Las características de HDE 269896 son:
* Anomalía en las líneas de absorción del CNO vista en la razón N III λ4640/C III λ4650.
* Intensa emisión en la línea Hβ.
* Debilitada absorción en la línea Hγ (λ4340)
* Intensa emisión de He II λ4686.
Resultando estas últimas tres características una muy buena evidencia de alta luminosidad.
* Intensa emisión en el perfil de N II 5000Å, presente débilmente en la supergigante ON HD 105056 y completamente ausente en las supergigantes OC y objetos normales.

 

 

El perfil de N II 5000Å es un blend² de cinco líneas, como se muestra en el espectro en alta resolución de HD 105056 en la Figura 2 (Walborn Nolan, ASPConference Proceedings, año 2001, vol. 242, pág. 217). Este perfil resulta una evidencia muy importante del aumento de nitrógeno y quizás también de la luminosidad, en las supergigantes O tardías.

 

 

En la Figura 3 se presenta una imagen de HDE 269896 obtenida con el espectrógrafo Echelle, adosado al telescopio VLT (Very Large Telescope) del European Southern Observatory, en el rango espectral del visual (Evans y col., Astrophysical Journal, año 2004, vol. 610, pág. 1021). Como se ve en ella, las líneas espectrales se reúnen en dos grupos con distintos comportamientos cualitativos: uno con perfiles de absorción o perfiles P Cygni³ y otro con delgados y simétricos perfiles de emisión.

 

Es importante recordar que los potenciales de ionización⁴ de H, N+ y He+ son 13.6, 29.6 y 54.4 eV, respectivamente. Sorprende ver perfiles de N II y He II en el mismo espectro.

 

El N II corresponde a un tipo espectral más tardío y el He II a uno más temprano que el tipo espectral asociado a HDE 269896. De este modo se piensa que, el objeto superluminoso debe tener una atmósfera inusualmente extendida con un amplio rango de condiciones de ionización.

 

Se adoptó un modelo espectral (Evans y col., Astrophysical Journal, año 2004, vol. 610, pág. 1021) representado en color verde en la Figura 3, a modo de comparación con los obtenidos observacionalmente. Se ve que mientras el modelo ajusta bien las líneas de absorción de He I, no reproduce las líneas de emisión de N II ni de He II. Luego se corrieron otros dos modelos, representados en la Figura 3 con los colores azul y rojo. El modelo azul, con un incremento en la abundancia de N, tampoco produce las líneas de emisión. No obstante, el modelo rojo, con un crecimiento similar en la abundancia de N y también con una temperatura efectiva algo menor y tasa de pérdida de masa incrementada respecto a los otros modelos, produce las líneas de emisión de N II y de He II, incluso la emisión de N II está algo sobreestimada. Por otro lado, el modelo rojo no reproduce correctamente las líneas de absorción de He I, lo cual pueda deberse a una pequeña corrección aún no efectuada, en la abundancia de He respecto a la razón con el H. Los resultados que se observan en estos modelos, indican que quizás, será posible reproducir más perfiles en el espectro óptico de HDE 269896, con un pequeño ajuste en los parámetros de dichos modelos.

 

Es muy importante también, comprender los procesos atómicos que producen las particulares líneas de emisión, presentes en los espectros de las estrellas tipo O. Estas líneas se presentan en emisión al mismo tiempo que otras líneas producidas por el mismo ión, aparecen en absorción. La mayor parte de ellas, son líneas generadas en la fotosfera de la estrella y responden a la temperatura y luminosidad de la misma.
Actualmente, existen modelos que pueden producir líneas de emisión generadas en el rango ultravioleta del espectro. No obstante, es necesario aún modelar los mecanismos involucrados en la generación de dichas líneas en el rango espectral del visual. Cuando ello se consiga, se podrá obtener un mejor conocimiento sobre los procesos de población de niveles de los iones y será posible realizar un diagnóstico más detallado de las atmósferas calientes.

 

 

Es interesante comparar también a HDE 269896 con otros objetos que también muestran la emisión de N II, particularmente las estrellas WN10 y WN11⁵ (ver Figura 4), definidas como tal por Crowther y Smith (Astronomy & Astrophysics, año 1997, vol. 320, pág. 500). Estos objetos tienen un espectro más extenso de líneas de emisión, incluyendo un intenso perfil P Cygni He I λ5016 que junto al perfil de N II λ5000 forman un blend parcial, el cual diagnostica vientos mucho más densos.

 

Luego del análisis observacional y teórico efectuado a la estrella HDE 269896 es posible concluir que:
* La presencia en emisión del blend N II λ5000 puede ser un diagnóstico de luminosidad, además de abundancia de nitrógeno, en las Supergigantes O tardías.
* Aún no se ha conseguido modelar una estrella que reproduzca simultáneamente todos los perfiles observados en el espectro de HDE 269896. Es posible que resulte relevante en la formación de dichos perfiles considerar desde un comienzo simetría no esférica y/u otros efectos físicos, no incluidos en los modelos actuales.
* Algunas estrellas WNVL (Very Late WN) se presentan como LBV (Luminous Blue Variables), como sucede con R127 (Walborn y col., Astrophysical Journal, año 2008, vol. 683L, pág. 33 ).
Es razonable proponer que HDE 269896, la cual probablemente esté vinculada con R127, deba encontrarse en un estado inmediato de pre-WNVL y que como tal durante su evolución desarrolle vientos más densos y un extenso espectro de líneas de emisión. Es importante recordar que HDE 269896 (Sk -68º 135) está ubicada al norte de 30 Doradus⁶, cerca de la estrella Sk -68º 137 de tipo espectral O2 III(f*), también una probable progenitora WN (Walborn y col., Astrophysical Journal, año 2002, vol. 123, pág. 2754).

 

También puede dibujar las constelaciones y simular fenómenos astronómicos como lluvia de meteoritos, y eclipses tanto de Sol como de Luna. Además se lo utiliza como una herramienta educacional para enseñar acerca del cielo nocturno, tanto en escuelas como para aficionados.

El programa tiene la opción de tomar la latitud y longitud de cualquier ubicación geográfica, con lo que es posible observar el cielo en distintas partes del mundo. La visualización se lleva en tiempo real, o en un tiempo de velocidad ajustable hacia adelante y hacia atrás en el tiempo, con lo que es posible "observar" el cielo en cualquier momento y lugar en la Tierra.

Para una visualización más realista, permite simular el efecto de la atmósfera, el cual resulta en una difuminación de la luz de las estrellas de noche, y en el brillo y tono azul que cubre el cielo de día.

Stellarium permite simular una "vista del mundo real" la cual incluye un efecto de suelo con paisajes (de ciudad, bosque u otros modelos), tamaño y brillo aparente de los cuerpos celestes (en particular el Sol) y efecto de neblina, entre otros.

Debido a la alta calidad de sus gráficos, es utilizado en planetarios, y también por grupos amateurs de astronomía, para crear mapas del cielo para luego adjuntar en revistas y diarios para el uso de los lectores.

 

Las capacidades del programa requieren un sistema computacional mediano (Linux/Unix; Windows 2000/NT/XP/Vista; MacOS X 10.3.x o más), la cantidad de memoria RAM: (la versión 0.7 requiere 512 MB), y una tarjeta de video con capacidad de aceleración 3D.

Se recomienda para un mejor efecto, utilizarlo en habitaciones oscuras, ya que detalles como la Vía Láctea se aprecian únicamente bajo éstas condiciones.

 

Desde la siguiente página web:

El programa puede descargarse para los siguientes sistemas operativos:

 

- Linux: para ver cómo instalarlo, ir a la página web:

Y por línea de comandos:

º En Debian y Ubuntu:

º En Fedora:

 

- Mac: localice el archivo stellarium-0.9.1.dmg y hágale doble click. Lleve Stellarium al directorio "Applications" (es mejor copiar Stellarium FUERA del archivo .dmg para correrlo, ya que algunos usuarios han reportado problemas al correrlo directamente desde el archivo .dmg).

 

- Windows: ir a la página web de descarga y hacer doble click en stellarium-0.9.1.exe. Deberá seguir las instrucciones de cómo instalarlo en línea.
(Recomendamos bajar la versión 0.9.1)

 

Una vez que haya corrido el Stellarium por primera vez, verá un fondo de alguno de los estilos de la Figura 1, entre otros.

 

En la parte superior izquierda de la pantalla verá, como datos destacados:
1. La fecha actual
2. La hora actual
3. Es importante para el uso del Stellarium que la fecha y hora de su computadora estén bien configuradas.

 

En la parte inferior izquierda se encuentra la Barra Principal de Tareas, en la que aparecen, de izquierda a derecha, los siguientes íconos:

Dibujo de las constelaciones (dibuja sobre el plano del cielo las constelaciones. Los dibujos son trazas, como aparecen normalmente en los mapas celestes).

Nombre de las constelaciones (las nombra).

Figura de las constelaciones (dibuja sobre el plano del cielo las constelaciones. Los dibujos son representaciones humanas, animales y mitológicas, entre otras).

Cuadrícula Azimutal (se detallará más adelante).

Cuadrícula Ecuatorial (se detallará más adelante).

Suelo (muestra el suelo que usted haya seleccionado).

Puntos cardinales (indicados en letra roja mayúscula sobre el horizonte, muy recomendable ya que no es visualmente molesto y ayuda a no perderse).

Atmósfera (recrea los efectos atmosféricos. Si es de día y se retira, se ven las estrellas).

Nebulosas (las indica en el plano del cielo con un circulo naranja y su nombre en verde).

Montura ecuatorial (se detallará más adelante).

ESPACIO (va al objeto seleccionado).

LUPA (da la opción de buscar un objeto por su nombre).

Ventana de configuración. Ésto es importante y se verá con mucho detalle más adelante. Se puede configurar la fecha, la hora, el lugar de observación y los paisajes, entre otras cosas.

Modo nocturno.

Ventana de ayuda.

SALIR (sale del programa)

 

Para habilitar o deshabilitar éstas funciones, simplemente haga click en el ícono correspondiente.

El resto de la pantalla es una representación gráfica del cielo y el suelo.

 

En la Figura 2, un ejemplo de lo que podría ver!

 

 

 

 

A continuación, un detalle de la lista, de arriba abajo, con los comandos más utilizados:

Una constelación es una agrupación de estrellas cuya posición en el cielo nocturno es aparentemente tan cercana que las civilizaciones antiguas decidieron conectarlas mediante lìneas imaginarias, trazando asì figuras sobre la bóveda celeste. En el espacio tridimensional, en cambio, las estrellas de una constelación no están, necesariamente, fìsicamente asociadas; incluso pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Por otro lado, dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han reconocido constelaciones diferentes, incluso hasta haciendo uso de las mismas estrellas.

 

Antiguamente, las constelaciones eran grupos de estrellas unidas esquemáticamente de manera que formaran un dibujo. hoy, partiendo de esas agrupaciones, la Unión Astronómica Internacional ha dividido la esfera celeste en 88 sectores y todas las estrellas que se encuentran en un área concreta forman parte de ese sector, llamado constelación. Normalmente, en el esquema se ponen sólo las más importantes y el dibujo puede variar al agregarse más o menos elementos.

 

 

- Constelaciones zodiacales: son aquellas que se encuentran sobre la eclìptica (camino aparente del Sol sobre el plano del cielo): Aries, Tauro, Gemini, Cancer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagitarius, Capricornus, Aquarius y Pisces.

 

- Constelaciones del hemisferio sur: Antlia, Caelum, Canis Major, Centaurus, Columba, Corona Australis, Corvus, Eridanus, Fornax, Hydra, Lepus, Lupus, Microscopium, Piscis Austrinum, Puppis, Pyxis y Sculptor.

 

- Constelaciones circumpolares sur: son las que se encuentran alrededor del polo sur celeste, siendo que desde ciertas latitudes se las puede observar durante todo el año: Apus, Ara, Carina, Chamaeleon, Circinus, Crux, Dorado, Horologium, Hydrus, Indus, Mensa, Musca, Norma, Octans, Pavo, Phoenix, Pictor, Reticulum, Telescopium, Triangulum Asutralis, Tucana, Vela y Volans.

 

- Constelaciones ecuatoriales: son las que se encuentran sobre la lìnea del ecuador celeste (linea paralela al ecuador, y a su altura, que se proyecta sobre el plano del cielo): Canis Minor, Cetus, Delphinus, Equuleus, Monoceros, Ophiuchus, Orion, Scutum, Serpens y Sextans.

 

Para poder identificar correctamente las constelaciones, es necesario poder ver las estrellas que dibujan sus figuras. Las personas que viven en las ciudades o áreas limítrofes ven muy pocas de ellas porque la contaminación de luz (la luz generada en exceso por el hombre y que se escapa al ambiente) afecta adversamente la visibilidad de los astros más tenues. Se recomienda entonces buscar un lugar oscuro.

 

Johann Bayer introdujo un sistema para designar las estrellas más brillantes en cada constelación por medio de letras griegas o, menos frecuentemente, por medio de letras latinas. Éste es un sistema extensamente utilizado en la actualidad, siendo Alfa Chamaeleontis, Omega Sagittarii o N Velorum ejemplos de esta denominación.

 

Las letras griegas son las siguientes, de arriba abajo y de izquierda a derecha:

 

 

Se propone entonoces la siguiente actividad:

Abra el Stellarium. Asegurese de hacerlo en el momento de observación, para ser coherente con la hora y, en consecuencia, con las estrellas sobre el firmamento.

 

Active los primeros 3 ìconos del Stellarium, para ver las figuras, los trazos y los nombres de las constelaciones.

 

Deberá ver claramente alrededor de las diez de la noche y por lo menos durante 3 horas las siguientes constelaciones:
- Crux
- Centaurus
- Canis Major
- Orion

 

Tome 4 hojas blancas de papel,(una destinada para cada constelación), una linterna, un marcador oscuro y una lona para recostarse sobre el suelo.

 

Memorice las componentes estelares principales de las constelaciones arriba mencionadas, intentando hacerlo al principio para las 2 o 3 estrellas que considere más brillantes.

 

Salga afuera y dibuje en papel cada una de las constelaciones. No vale espiar! Mire el cielo y busque en su memoria.

 

A las 2 ó 3 estrellas más brillantes de las constelaciones, asigneles la letra griega correspondiente. Cuando termine, vuelva a su ordenador y chequee utilizando el Stellarium si su elección fue la correcta. Para ver la letra griega correspondiente a cada estrella, simplemente parese sobre ella con el cursor y clickee. Aparecerá su nombre, entre otros detalles, en la esquina superior izquierda.

 

¡ Realícelo cuantas veces quiera! Puede jugar con otras constelaciones, aprendiendo primero a clasificarlas y luego a enumerarlas.

 

Autor: Carolina Von Essen

 

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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.