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. 
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El día viernes 22 de Febrero se realizó en el IAR una reunión con el objeto de analizar el informe presentado por la empresa GEOAM SRL, de la ciudad de Salta. Dicha empresa tiene a su cargo realizar el estudio altiplanimétrico de la cima del cerro seleccionado para instalar la antena del Proyecto LLAMA, en la zona de Alto Chorrillos.
Los resultados del mismo (Figuras 1 y 2) permitieron seleccionar un sector de aproximadamente una hectárea, denominado Punto Cero - LLAMA, cuyas coordenadas geográficas centrales son:
Algunas de las razones por las que se seleccionó el punto anteriormente indicado son:
a) El viento en el mismo es sensiblemente inferior al relevado en las cercanías.
b) La topografía del suelo, que presenta una suave pendiente, minimiza el movimiento de tierra necesario para nivelar la superficie en la que se instalará el telescopio.
c) La ubicación del sitio elegido permitirá la realización de la holografía, necesaria para el ajuste fino de la superficie de la antena, sacando ventaja de la topografía del lugar.
La elección de éste sitio permitirá, además, concretar las siguientes actividades:
1) Diseño del camino de acceso al sitio para el traslado de los distintos elementos del Proyecto LLAMA.
2) Relevamiento altiplanimétrico de detalle, cómputo métrico y cálculo optimizado del movimiento de tierra, para lograr una superficie nivelada de una hectárea, en cuyo centro se emplazaría la Antena.
3) Estudio de alternativas para la provisión de facilidades edilicias para la instalación del Observatorio.
4) Estudio geotécnico de suelos y riesgo sísmico del sitio.
5) Análisis de alternativas para la provisión de energía eléctrica.
6) Evaluación de alternativas de acceso directo a la red digital (INTERNET), con una velocidad mínima de 36 Mbits/seg, desde el sitio de emplazamiento del radiómetro.
Las actividades mencionadas anteriormente se encuentran, en su totalidad, en ejecución.
Más información: Proyecto LLAMA
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La tercera antena de espacio profundo DSA-3 (Deep Space Antenna 3, por sus siglas en inglés) ha sido inaugurada el 18 de diciembre pasado. EL instrumento, perteneciente a la Agencia Espacial Europea (ESA), está emplazado en el departamento de Malargüe, provincia de Mendoza, y ha sido oficialmente inaugurado el 18 de diciembre pasado. La Dra. Paula Benaglia ha participado de la ceremonia de inauguración.
EL instrumento completa la red de tres radiómetros hiper-sensibles y precisos, situados cada uno a unos 120 grados de longitud terrestre de los otros. Su misión principal es monitorear misiones espaciales a más de 2 millones de km de la Tierra. Con la DSA 3 la ESA ha logrado la cobertura a lo largo de las 24 hs de cada día.
EL sitio de Malargüe fue seleccionado entre unos 20 de Argentina y Chile. Sobresale por su atmosfera clara, su altura, y la infraestructura existente en la zona asociada al Observatorio Pierre Auger, entre otras cosas. El gobierno ha protegido el uso de radiofrecuencias para las bandas en las que recibirá y transmitirá el instrumento.
El programa DSA-3 comprende la utilización del 90% del tiempo de observación por parte de la ESA, y del resto para ser administrado por la Argentina. La CONAE, como organismo coordinador en Argentina, ha acordado cooperar con el CONICET y la CNEA para la explotación del tiempo argentino. El CONICET ha nombrado como sus representantes por la DSA-3 al Dr. E. Marcelo Arnal (titular), y a la Dra. Paula Benaglia (alterno).
El tiempo argentino podrá ser utilizado para estudiar mecanismos de acreción de materia en cuásares, correlación e identificación de fuentes de altas energías, regiones de hidrogeno ionizado, remanentes de supernova, etc.
Más información: Malargüe - DSA 3
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Las distinciones fueron entregadas a mujeres de toda la Provincia que desarrollan tareas en las siguientes áreas: cultura, educación, artes y ciencias, deporte, acción social y el ámbito empresarial. La modalidad de premiación incluyó diplomas y estatuillas de oro, plata y bronce.
La Dra. Paula Benaglia recibió un premio consistente en una medalla de oro. Hubo sólo 10 mujeres distinguidas con ese premio en las diversas áreas.
Estuvieron presentes en el acto el vicepresidente de la Nación, A. Boudou, el vicegobernador de la Prov. de Bs As, Gabriel Mariotto y el intendente de La Plata, Pablo Bruera.
Más información: Senado de la Provincia de Buenos Aires
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En el marco del proyecto CTA (Cherenkov Telescope Array), en el IAR se está llevando a cabo la construcción de un sistema de monitoreo de espejos que será instalado en uno de los sitios candidatos en Argentina.
CTA estará compuesto por dos observatorios de rayos gamma, uno en el hemisferio Sur y el otro en el hemisferio Norte. Argentina ha propuesto dos sitios para el emplazamiento del Observatorio Sur: uno en la provincia de Salta, en las cercanías de San Antonio de los Cobres (3600 m s.n.m.) y el otro en la provincia de San Juan, en el Parque Nacional El Leoncito, cerca de CASLEO (2500 m s.n.m.). En cada uno de estos sitios existen instrumentos que monitorean la calidad de la atmósfera y las condiciones climáticas en general. Estas variables son importantes, no solo para determinar la calidad de las observaciones a realizar sino también para el diseño de los distintos componentes (mecánicos, electrónicos, ópticos).
 Fig. 1. Arreglo de telescopios Cherenkov de CTA (representación artística). CTA estará conformado por varias decenas de telescopios Cherenkov que no contarán con ningún dome de protección como tienen en general los telescopios ópticos. Por lo tanto, los espejos se encontrarán permanentemente expuestos a las condiciones locales que pueden llegar a ser bastante extremas.
 Fig. 2: Telescopio CTA mediano . El espejo esta formado por segmentos hexagonales con una curvatura de 32 m que se encontrarán expuestos todo el tiempo a las condiciones atmosféricas del sitio. Los espejos de los telescopios Cherenkov de tamaño mediano están compuestos por una centena de segmentos espejados hexagonales de 1.2, con forma esférica y un radio de aproximadamente 32 m. Al tratarse de una superficie a cubrir muy grande se busco una solución alternativa a los espejos tradicionales de vidrio macizo, que aporte suficiente rigidez y calidad óptica dentro de costos razonables. Las distintas propuestas se basan entonces en estructuras compuestas (vidrio, aluminio, fibra de vidrio, etc.) cuyo comportamiento en las condiciones presentes en los sitios astronómicos no ha sido aun probado. En particular, estamos interesados en testear si los espejos conservan sus propiedades ópticas y mecánicas luego de pasar cierto tiempo en el campo y en qué grado sufren fenómenos de "empañamiento" o formación de escarcha. Esto ultimo es importante ya que en este estado, las observaciones no pueden ser posibles.
 Fig. 3: Segmentos de espejos diseñados por dos grupos del Consorcion CTA con el esquema de sus componentes. Izquierda: diseño del grupo francés del Irfu, CEA. Derecha: diseño del grupo italiano INAF-Brera. En este sentido, el grupo IAR ha propuesto, en colaboración con el grupo CTA de ITeDA (Instituto de Tecnologías en Detección y Astropartículas) de Mendoza, la instalación de espejos prototipos en el sitio de San Antonio de los Cobres y realizar el monitoreo de su comportamiento con un sistema especialmente diseñado y construido en Argentina. Los espejos serán instalados en estructuras metálicas en las cercanías de los instrumentos de monitoreo atmosférico presentes en sitio. Durante la noche, el comportamiento de los espejos se monitoreará a través de imágenes captadas por una cámara en intervalos regulares de tiempo. Sensores de temperatura y humedad se instalarán sobre la superficie del espejo, lo que permitirá establecer una relación empírica entre la formación de escarcha y estas variables.
 Fig. 4. Soportes para dos espejos instalados en el IAR. Dummies de madera simulan los espejos verdaderos en las pruebas realizadas antes de la integración final. En este momento, los soportes mecánicos, la motorización y el control de cámaras, sensores y motor se encuentra finalizado. La integración final se realizara a la brevedad y la instalación en San Antonio de los Cobres se prevé para mediados de abril.
 Fig. 5: Integración de la cámara de monitoreo y los sensores de temperatura y humedad. |
Tambien participó como disertante invitado del evento "Frontiers in Contemporary Astrophysics", dictó coloquios en Morelia y Ensenada (Baja California) y visitó el sitio propuesto en el hemisferio norte en San Pedro Mártir para el Cherenkov Telescope Array (CTA). Más información: http://www.brain.riken.jp/en/
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Por Lic. Laura Suad
A comienzos del siglo XX, Hartmann fue el primero en encontrar una evidencia observacional que el espacio entre las estrellas no está vacío. Esta evidencia fue la detección, en el espectro de la binaria espectroscópica δ Orionis, de líneas estacionarias de absorción del calcio una vez ionizado. En un sistema binario espectroscópico, se observa un corrimiento Doppler de la líneas espectrales creadas por las dos estrellas que varía periódicamente como resultado del movimiento de las estrellas a lo largo de la línea de las visual en su movimiento alrededor del centro de masa del sistema. Hartmann observó que las líneas de Ca II no participaban de ese movimiento, o sea, eran estacionarias, se concluyó que no debían originarse en δ Orionis sino que su origen sería interestelar. Además, la forma de las líneas sugirió que las mismas eran producidas en una nube de gas interestelar fría (T < 1000 K) que se encontraba localizada algún lugar entre δ Orionis y la Tierra. Posteriormente se detectaron líneas de absorción en espectros de otras estrellas sumando más evidencias de la presencia de nubes de gas interestelar frío concentrado en distintas nubes a lo largo de la línea de la visual.
Luego que la existencia de nubes interestelares se estableció firmemente, Trumpler (1930) demostró que en el espacio entre las nubes había material interestelar. Su estudio se basó en las propiedades de cúmulos abiertos. Primero estimó la distancia a los cúmulos calculando el cociente entre el brillo aparente de las estrellas más luminosas del cúmulo y el brillo intrínseco (deducido a través del tipo espectral) y supuso que el espacio interestelar era transparente a la luz de las estrellas. Luego multiplicó el diámetro angular por la distancia estimada para obtener un tamaño lineal. De esta manera encontró una tendencia, que los cúmulos más distantes eran los más grandes, independientemente de la dirección considerada. Debido a que el Sol no ocupa un lugar especial en la Galaxia, esta tendencia no era real. Por lo tanto, Trumpler concluyó que la luz de los cúmulos más lejanos disminuía gradualmente a medida que se propagaba por el espacio interestelar. Este hecho llevó a la conclusión que las estrellas en la Galaxia se encuentran embebidas en un medio extremadamente tenue al que se conoce como medio interestelar (MIE).
Este medio contiene una pequeña fracción de la masa total de la Galaxia y no brilla en el cielo como lo hacen las estrellas visibles. El MIE se encuentra concentrado hacia el plano de la Galaxia y a lo largo de los brazos espirales. Las componentes principales de este medio son: Hidrógeno (H2 , H I, H II), Helio (He I, He II), elementos trazadores (C, O, Ne, Mg, Fe y otros incluyendo iones), electrones, moléculas, polvo, partículas de rayos cósmicos, campos magnéticos y campos de radiación.
MacKee & Ostriker (1977) modelaron la estructura del MIE considerando que la misma está dominada y regulada por explosiones de supernovas. Este modelo consiste de cuatro fases:
- El medio caliente ionizado, HIM por sus siglas en inglés Hot Ionized Medium. La mayor parte del espacio está ocupada por este medio cuyo valores típicos de densidad y temperatura son, (n, T) ~ (0,003 cm-3, 5×105 K).
- Embebido en el HIM se encuentra el medio frío neutro, CNM por sus siglas en inglés Could Neutral Medium, se encuentra en núcleos de nubes frías. La densidad y temperatura son, (n, T) ~ (40 cm-3, 80 K).
- Rodeando cada nube hay un medio tibio (T ~ 8000 K), que se subdivide en dos regiones:
Medio tibio ionizado (WIM por sus siglas en inglés Warm Ionized Medium) que consiste en la envoltura de nubes parcialmente ionizadas.
Medio tibio neutro (WNM por sus siglas en inglés Warm Neutral Medium) que consiste en la envoltura de nubes neutras.
Figura 1: Cáscaras detectadas en la emisión de hidrógeno neutro por McClure-Griffiths et al. (2002).
El MIE lejos de ser homogéneo presenta estructuras en forma de cavidades, arcos, gusanos, cáscaras y supercáscaras. Estas últimas están entre los objetos más grandes y enigmáticos del MIE.
Las supercáscaras se detectan mayoritariamente en la emisión de la distribución de hidrógeno neutro (HI) como mínimos en la emisión de HI rodeados, total o parcialmente por "paredes", de mayor emisión. De ahora en más, nos referiremos a estos objetos como supercáscaras de hidrógeno neutro (SC-HI). Estas estructuras permiten estudiar la interacción entre estrellas de gran masa y el medio interestelar.
Los tamaños lineales de las SC-HI van desde unas pocas decenas hasta centenares de parsecs. Heiles en el año 1979 introdujo por primera vez el término de supercáscara él las definió de acuerdo a las energías que serían necesarias para su formación. Una cáscara que requiere para su formación de una energía E > 3 × 1052 erg, es clasificada, según este autor, como supercáscara.
Si bien estas estructuras se detectan en el HI (ver Fig. 1), en algunos casos también pueden ser observadas en el infrarrojo y en el continuo de radio.
Figura 2: Esquema de un cubo de datos.
Con respecto al origen de las SC-HI, se han propuesto diversos mecanismos físicos. Entre los mismos cabe citar los efectos combinados de los vientos estelares de estrellas de gran masa y las explosiones de supernova que sufren las mismas hacia el final de su evolución. Estos mismos fenómenos desempeñan un rol muy importante en determinar el balance energético del MIE, en la evolución del MIE a gran escala, y eventualmente en la formación de nuevas generaciones de estrellas. Algunas SC-HI, las de mayor tamaño lineal, requieren para su formación una inyección de energía en el MIE del orden de 1053 a 1054 ergios. Esto implica que un gran número de estrellas de gran masa deberían haber vivido y evolucionado en un volumen relativamente pequeño, como para poder explicar la formación de las SC-HI por los procesos anteriormente mencionados. Como los súper cúmulos de estrellas necesarios para explicar las estructuras de mayor tamaño no son muy abundantes en galaxias como la Vía Láctea, mecanismos alternativos de formación, tales como la colisión de nubes de alta velocidad con el gas de la Vía Láctea (Tenorio-Tagle, 1981); las explosiones de rayos gamma (Efremov et al. 1981); y la formación de estrellas de quarks a partir de estrellas de neutrones (Haensel & Zdunik, 2007) han sido sugeridos. Es importante mencionar que estos mecanismos, si bien abren nuevas opciones, no se encuentran libres de dificultades a la hora de interpretar algunas de las características observacionales de las SC-HI.
Figura 3: Ejemplo de supercáscara en expansión. Los naranjas más oscuros indican mayor temperatura de brillo.
Los datos de HI, al tratarse de una línea espectral, vienen dados en cubos de imágenes. Los cubos de datos consisten en un arreglo de perfiles observados dispuestos de acuerdo a un conjunto de tres ejes coordenados. Dos de los ejes corresponden a algún sistema de coordenadas astronómicas y el tercero puede ser la frecuencia o la velocidad radial. En la Fig. 2 se muestra un esquema de un cubo de datos. En este caso el cubo se especifica como (l, b, v), donde l y b, son la longitud y latitud galáctica, respectivamente y v es la velocidad radial. De este modo, cada imagen del cubo muestra la distribución de la temperatura de brillo del hidrógeno neutro a una velocidad dada.
Las supercáscaras pueden expandirse a velocidades de varias decenas de kilómetros por segundo. En la Fig. 3 se muestra la supercáscara en expansión denominada GS100-02-41. Cada panel muestra imágenes longitud-latitud galácticas a distintas velocidades mostrando la distribución del hidrógeno neutro. La estructura es fácilmente detectable en los paneles que están centrados en las velocidades -41,23; -38,14; y -35,05 kms-1 . Las SC-HI poseen tiempos dinámicos de vida del orden de decenas de millones de años, por lo tanto las mismas sobrevivirían a las estrellas de gran masa que pudieran haberle dado origen (si ese hubiese sido el mecanismo que las originó), por lo que las SC-HI podrían ser usadas como registros fósiles para estudiar los efectos de formación estelar en la Vía Láctea.
Por otro lado estos objetos son muy interesantes ya que a lo largo de su evolución, las SC-HI podrían sufrir procesos de inestabilidad gravitacional que consecuentemente pueden desencadenar la formación de nuevas estrellas en los bordes de las cáscaras. También podrían formar nuevas generaciones de estrellas al "chocar" con una nube molecular del MIE. Por lo tanto estas estructuras no sólo modifican el medio en el que se encuentran inmersas sino que también podrían dar origen a una nueva generación de estrellas.
- Efremov, Elmegreen & Hodge, 1981, ApJ 501,L163
- Haensel, P. & Zdunik, J. L., 2007 Ap&SS 308, 363H. Hartmann, J., 1904, Astrophys. J. 19, 268. - Heiles, C., 1979, Astrophys. J. 229, 533. - McClure-Griffiths, N. M., Dickey, J. M., Gaensler, B. M., & Green, A. J. 2002, ApJ, 578, 176 - McKee, C. F. & Ostriker, J. P. 1977, ApJ, 218, 148 - Tenorio-Tagle, 1981, A&A, 94, 338 - Trumpler, R. J., 1930, Lick Obs. Bull. 420, 154. La Lic. Laura Suad está terminando su trabajo de tesis sobre el tema "Formación estelar inducida en supercáscaras de HI", mediante una beca del CONICET, siendo su director de trabajos el Dr. E. Marcelo Arnal.
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El Área de Divulgación del IAR continúa su labor llevando a cabo las tradicionales visitas guiadas por el Instituto. Estas visitas guiadas para establecimientos educacionales consisten en proyección de material audiovisual, charla explicativa y recorrida por sus instalaciones.
Los días de atención son los viernes, en dos turnos:
Tel/Fax: (0221) 425-4909 y (0221) 482-4903 E-mail : difusion@iar.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.
Para mayor información: Visite nuestra página web: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion.htm
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En esta sección encontrará artículos publicados en diversos medios acerca de las distintos actividades del IAR y su gente.
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