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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 12 Número 44
Marzo 2014


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 2013.

 

El Instituto
Estado actual del proyecto LLAMA
 
Investigador se reincorpora al IAR
 
Ciclo de Coloquios 2013
 
Se jubiló el Dr. Ricardo Morras
 
Incorporación en la Carrera de Personal de Apoyo
 
Gisela A. Romero (1975-2014)
Divulgación de la Astronomía
Agujeros negros astrofísicos
Por definición, un agujero negro es una región del espacio de la que nada puede escapar...
 
 
Mentones Elevados
Caminando por las galaxias...
¿Alguna vez se preguntaron qué tan lejos están las galaxias entre si?
 
 
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.
  Estado actual del proyecto LLAMA
Entre los días 10/2 y 13/2 del corriente año, se llevó a cabo en el Instituto de Astronomía y Geofísica de la Universidad de San Pablo, Brasil, la quinta reunión del Comité Ejecutivo Bilateral. La delegación brasilera estuvo constituida por los Dres. Z. Abraham, J. Lepine, E. da Gouveia dal Pino, y G, Giménez de Castro. Por el lado de Argentina concurrieron el Dr.E. M. Arnal, el Ing. J. J. Larrarte y el Sr. F. Hauscarriaga. En su carácter de Mentor del proyecto, también concurrió el Dr. T. de Graauw. De la reunión también participaron el Ing. R. Finger del Observatorio de Cerro Calan, Chile, en calidad de Asesor Externo en el Área Tecnológica, el Dr. J. Ibsen (ALMA) en calidad de Consultor Externo en el Área de Arquitectura de Software y el Dr. J. Kooi (Universidad de Berkeley) en calidad de Consultor Externo en el diseño óptico del radiotelescopio. También participaron en forma parcial de dicha reunión los Sres. K. Dusphol y P. Fasel de la empresa Vertex Antennentechnik GmbH, que tendrá a su cargo la de la antena.
 
Durante dicha reunión se abarcaron los siguientes aspectos:
a) Contrato enviado por la compañía Vertex. Se solicitaron por parte del Comité Ejecutivo de LLAMA modificaciones/aclaraciones.
b) Presupuesto enviado por la compañía Vertex que incluye la construcción de cabinas para ubicar los focos Nasmyth y un espejo secundario oscilante.
c) Presentación preliminar del diseño óptico de la antena.
d) Presentación del diagrama conceptual del diseño electrónico.
e) Discusión der la arquitectura de software que debería ser implementada en LLAMA.
f) Aspectos organizativos del proyecto en su fase de construcción.
g) Informes referidos a los "action ítems" definidos en reuniones anteriores del Comité Ejecutivo de LLAMA.
h) Se fijaron las fechas y lugares en el que efectuaran las reuniones bimensuales del Comité Ejecutivo del proyecto, y las fechas en las que se llevaran a cabo las teleconferencias bisemanales del mismo Comité.
 
Además de lo indicado, el Dr. T. de Graauw, efectuó una exposición del estado actual de las tratativas que efectuó con instituciones extranjeras, en el marco del proyecto LLAMA (construcción de receptores, construcción de criostatos, construcción de espectrómetros, etc.).
 
El día 27/2 los Drs. M. Arnal y R. Morras mantuvieron una prolongada reunión con los Drs. A. Ceccatto (Secretario de Articulacion Científica y Tecnológica del MINCyT) y el Dr. S. Matheos (Subsecretario de la misma área). En dicha reunión se solicitó, por nota, adelanto de fondos para iniciar las actividades de LLAMA consideradas prioritarias para el inicio de la fase de construcción. También se trataron diversos temas vinculados con aspectos organizativos del proyecto.
 
Junto al Dr. Matheos llevo a cabo una reunión con el departamento de legales del MINCyT. De dicha reunión, se deduce que el Convenio bilateral entre Argentina y Brasil, que daría nacimiento formal al proyecto LLAMA, podría ser firmado a mediados del corriente mes.
  Investigador se reincorpora al IAR
Dr. Nicolás Duronea
(Foto: EcosDiarios.com)
El Dr. Nicolás U. Duronea se reincorporó al IAR luego de una estadía de casi 2 años en la Universidad de Chile.
 
El Dr. Duronea inició su trabajo de tesis de Licenciatura en nuestro Instituto en el año 2003, bajo la dirección del Dr. E. Marcelo Arnal, licenciándose en Astronomía en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata (FCAGLP), en el año 2005. Su tema de estudio fue "Gas molecular en los alrededores de estrellas Wolf-Rayet galácticos".
 
Mediante una beca doctoral del CONICET realizó su trabajo de tesis de doctorado en el tema "Propiedades del gas molecular asociado con estrellas Wolf-Rayet de nuestra galaxia" dirigida por el Dr. E. Marcelo Arnal, la cual defendió en marzo de 2010 obteniendo la máxima calificación (10).
 
A posteriori obtuvo una beca post doctoral del CONICET cuyo tema fue "Estrellas de gran masa; su interacción con el medio interestelar y formación inducida de estrellas", también bajo la dirección del Dr. E. Marcelo Arnal.
 
Luego de estos logros realizó una pasantía postdoctoral en el Observatorio Nacional (Cerro Calán) perteneciente a la Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas de la Universidad de Chile bajo la dirección del Prof. Leonardo Bronfman, como Astrónomo Asistente en el Laboratorio de Ondas Milimetricas, por un período de un año y medio.
 
Actualmente el Dr. Duronea ha ingresado a la Carrera de Investigador Científico (CIC) del CONICET en la categoría de Investigador Asistente, y trabajará en nuestro Instituto bajo la dirección de la Dra. Cristina E. Cappa.
  Ciclo de Coloquios realizados en 2013
20-11-2013   13:30 hs.
Nuevos desafíos en el procesamiento de señales multidimensionales
Dr. Cesar Caiafa - IAR, CONICET - FI, UBA
 
13-11-2013   13:30 hs.
Proyecto LLAMA: Estado actual  Resumen
Dr. Marcelo Arnal - IAR, CONICET - FCAG, UNLP
 
13-11-2013   10:30 hs.
Unidenfied gamma-ray sources
Dr. J.M. Paredes - Universidad de Barcelona, España
 
23-10-2013   13 hs.
Cosmological simulations of galaxy formation  Resumen
Dr. Leonardo Pellizza - IAR, CONICET
 
09-10-2013   13:30 hs.
Formación estelar en los bordes de regiones HII
Dr. Javier Vásquez - IAR, CONICET - FCAG, UNLP
 
25-09-2013   13:30 hs.
Determinación de la energía invisible con eventos híbridos en el Observatorio Pierre Auger  Resumen
Dr. Matías Tueros - Departamento de Física de Partículas, Universidad de Santiago de Compostela, España- IAR, CONICET
 
28-08-2013    13:30 hs.
Estudio multiespectral de un objeto estelar joven en la región HII Gum 31  Resumen
Lic. Mercedes Vazzano - IAR, CONICET
 
14-08-2013   13:30 hs.
Numerical studies of diffusion and amplification of magnetic fields in turbulent astrophysical plasmas  Resumen
Dr Reinaldo Santos Lima - Universidad de San Pablo
 
26-06-2013   13:30 hs.
Emisión de neutrinos en erupciones de rayos gamma (GRBs)  Resumen
Lic. Florencia Vieyro - IAR, CONICET
 
19-06-2013   13:30 hs.
LIGO Avanzado y el proyecto TOROS. Observando el trueno y el relámpago simultaneamente  Resumen
Dr. Mario Díaz - Center for Gravitational Wave Astronomy. The University of Texas at Brownsville
 
12-06-2013   13:30 hs.
Agujeros negros de masa intermedia y su efecto sobre el gas circundante: simulaciones 3D con FLASH  Resumen
Lic. Carolina Pepe - IAFE, CONICET
 
29-05-2013   13:30 hs.
Aplicación de métodos bibliométricos en el análisis de las fuentes de datos de la Biblioteca del IAR  Resumen
Lic. Claudia Boeris - IAR, CONICET
 
22-05-2013   13:30 hs.
Estudio sobre los métodos estadísticos usados en el análisis de la variabilidad de Núcleos de Galaxias Activos  Resumen
Lic. Lorena Zibecchi - FCAG, UNLP
 
29-04-2013   13:30 hs.
Estudio de microvariabilidad foto-polarimétrica en los blazares 1ES 1959+650 Y HB89 2201+044   Resumen
Lic. Marina Sosa - FCAG, UNLP
 
24-04-2013   13:30 hs.
Agujeros negros de masa estelar en el Universo temprano  Resumen
Lic. Vanesa Douna - UBA
  Se jubiló el Dr. Ricardo Morras
El Dr. Ricardo Morras ha sido investigador en nuestro Instituto durante más de cuarenta años. En esta emotiva reseña nos cuenta acerca de su paso por el IAR y de su entusiasmo por continuar trabajando.
 

En la década del 70

San Juan, 2003

Reunión AAA, 2005

40º Aniv. del IAR, 2006
 
A fines de Septiembre de 2013 se terminó mi relación laboral con CONICET y me acogí al beneficio jubilatorio. Teniendo en cuenta que ingresé al IAR a principios de 1972, pasaron 42 años que, de una u otra manera estuve (y estoy) ligado a este Instituto, primero como Becario, luego como Investigador y ahora, en forma independiente, como jubilado.
 
Fueron años con alegrías, esperanzas y sinsabores, como sucedió con el resto del país. Pasar por momentos duros durante la Dictadura (con la desaparición de un compañero de trabajo) y de grandes expectativas con la vuelta de la Democracia. Y hacia fines de los noventa nos toco vivir también con amenazas de cierre del IAR.
 
A principios del año 2000 me hice cargo de la Dirección del Instituto, cargo que ocupé hasta fines del año 2007.En medio de la enorme crisis del país del año 2001, surge el ofrecimiento, por parte de CONAE, de involucrar a parte del sector tecnológico del Instituto en tareas vinculadas con la actividad espacial, particularmente en el desarrollos de instrumentos prototipos y de vuelo para misiones espaciales del ese organismo (Satélites de la serie SAOCOM, satélite SAC-D, cohete Tronador, etc).
 
Todas esas nuevas actividades, junto con la incorporación de un sinnúmero de investigadores jóvenes para el sector de astronomía y jóvenes ingenieros en el área tecnológica permitieron rápidamente superar la crisis y elevar el prestigio de la Institución.
 
Desde siempre hemos sido concientes de la necesidad de tener nuevos instrumentos que superen a los tradicionales con que contó siempre el Instituto (las dos antenas de 30 m) y poder seguir la explosión tecnológica que acompaño a la astronomía durante las últimas décadas. Es así que investigadores del IAR, Junto con colegas del IAFE, buscaron involucrarse en el megaproyecto denominado SKA (Square Kilometer Array), realizando búsquedas de sitios en el territorio nacional para albergar ese instrumento. Desgraciadamente no fuimos finalmente seleccionados.
 
No obstante, esas campañas permitieron tomar conciencia sobre la necesidad de empezar a seleccionar sitios astronómicos de excelente calidad que pudieran albergar instrumentos para observación astronómica en distintas frecuencias del espectro electromagnético.
 
De esas búsquedas intensas de nuevos sitios surgieron algunos con potencialidades interesantes para instalar instrumentos que se puedan realizar observaciones, con alta eficiencia, a muy altas frecuencias (en los rangos milimétricos y submilimétricos del espectro). Esto, junto con conversaciones que veníamos llevando con colegas de Brasil para instalar un instrumento de esas características y con el apoyo del Ministerio de Ciencia y Técnica, se llegó a la elaboración del denominado Proyecto LLAMA (Long Latin American Millimeter Array). Este instrumento se instalará en la provincia de Salta, en plena región de la Puna, a 4800 m de altura.
 
Estamos trabajando a pleno en la planificación de esa estación astronómica y ya se está abriendo todo un abanico de posibilidades de colaboración internacional.
 
Apostamos fuertemente a este proyecto porque, además de su uso científico intensivo, permitirá acceder a tecnologías de punta y formar cuadros profesionales que dominen esas tecnologías y luego aporten con las mismas al desarrollo del país. También está, entre los réditos del proyecto, el incrementar las relacionas científicas con la hermana República del Brasil.
 
De esto uno finalmente deduce que es lindo estar jubilado, sin obligaciones formales, pero siguiendo con tareas que a uno le deparan satisfacciones. Obviamente, esto pasa porque uno cobra una jubilación especial. No obstante, por un par de años mas continuaré también ligado a la docencia universitaria.
 
  Incorporación en la Carrera de Personal de Apoyo
Por medio de la 270/14 de fecha 1 de febrero de 20143, el CONICET ha designado como miembros de la Carrera del Personal de Apoyo a la Investigación y Desarrollo, a la Ing. Ana Evelina Yael Tarcetti, quien se incorporó a nuestro Instituto en noviembre de 2011 para realizar una pasantía bajo la dirección del Sr. Julián Galván en el Desarrollo del elemento radiante para una antena experimental tipo phase array en banda X con tecnología MEMS.
 
La Ing. Tarcetti es egresada de la Facultad de Ingeniería Electrónica de la UNLP. El tema de su trabajo de tesis es "Implementación de sistema basado en Bluetooth para comunicación celular-radio dentro del automóvil".
  Gisela Andrea Romero (1975-2014)
Queremos con esta pequeña nota recordar a Gisela, quien fuera hace algunos años nuestra compañera de trabajo.
 
La Dra. Gisela Andrea Romero estudió Astronomía en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata completando su Licenciatura en el año 2001 bajo la dirección del Dr. E. Marcelo Arnal con un trabajo sobre "El gas molecular en ARA OB1".
 
A partir de ese momento comenzó a desarrollar su Tesis de Doctorado en nuestro Instituto con una Beca de Posgrado de CONICET, que defendió en la misma Facultad en junio de 2006. Su Tesis Doctoral tuvo como tema "AraOB1: Estudio multifrecuencia de una región de formación estelar secuencial", siendo los Drs. E. Marcelo Arnal y Rodolfo H. Barbá su director y co-director, respectivamente.
 
Mediante una Beca Post Doctoral del CONICET continuó trabajando en el IAR, bajo la dirección de la Dra. Cristina Cappa hasta octubre del año 2008. A partir de noviembre de ese año, con una beca Post-Doctoral de CONICYT y ALMA, de Chile, trabajó bajo la dirección del Dr. Matthias Schreiber, en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Valparaíso.
 
En noviembre de 2011 ingresó a la Carrera del Investigador Científico del CONICET como Investigadora Asistente donde continuó con su línea de trabajo en el grupo liderado por la Dra. Cappa.
 
Como docente se desempeñó en diversos cargos en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la UNLP a partir del año 2002. Asimismo, fue socia profesional de la Asociación Argentina de Astronomía.
 
Durante su carrera científica publicó varios trabajos en revistas nacionales e internacionales.
 
 
A un mes de su partida, el 18 de enero de 2014, la recordaremos siempre con cariño, particularmente por su alegría constante, su honestidad y su sinceridad, y su dedicación al trabajo. Una alegría y fuerza que mantuvo hasta el fin.
  Agujeros negros astrofísicos
Dr. Leonardo Pellizza

1. Agujeros negros

Por definición, un agujero negro es una región del espacio de la que nada puede escapar, debido a la intensidad del campo gravitatorio producido por la masa contenida en ella. ¿Cómo puede esto ocurrir? Para que un cuerpo escape de la superficie de una región de radio R que contiene una masa M, debe imprimirse al mismo una velocidad inicial superior a un dado valor crítico, llamado velocidad de escape. La velocidad de escape corresponde a la mínima energía cinética que debe tener el cuerpo para compensar la energía del campo gravitatorio de la masa M, y así permitir que el mismo se aleje indefinidamente de ella. Así, la velocidad de escape queda determinada por el cociente M/R, que determina la energía del campo gravitatorio en la superficie, y que a la vez indica cuán compacto es el objeto. La velocidad de escape aumenta al crecer este cociente. Una región u objeto suficientemente compacto puede entonces tener una velocidad de escape tan alta como la  de la luz. En este caso, la luz no puede escapar de dicha región, y por consiguiente tampoco puede hacerlo ninguna otra señal u objeto que viaje a menor velocidad que ella. Estamos en presencia de un agujero negro, del interior de cuya frontera (llamada horizonte de eventos) es imposible salir.

El valor crítico de la compacidad es M/R 0,34 M/km. ¡Sería necesario comprimir la tercera parte de la masa del Sol a un tamaño de un kilómetro para formar un agujero negro! Podemos plantear este hecho de una manera diferente, considerando que el Sol tiene un radio R 696.000 km: la compacidad de un agujero negro es entonces M/R 236.000 M/R. En otras palabras, los agujeros negros son 236.000 veces más compactos que el Sol, y aún unas dos veces más compactos que las estrellas de neutrones típicas, los objetos estelares más densos conocidos. Dadas estas características extremas, es válido preguntarse cuáles serán las propiedades observables de estos objetos. De ellas depende el lugar y la forma en que esperamos encontrarlos.

De acuerdo a la Teoría General de la Relatividad, los agujeros negros pueden describirse de manera muy sencilla, a través de solamente tres parámetros físicos: su masa, su momento angular (que indica su estado de rotación), y su carga eléctrica. Claramente la masa es el parámetro principal, ya que ella produce el campo gravitatorio responsable de la existencia misma de los agujeros negros. La masa de un agujero negro puede en principio tomar cualquier valor, aunque un límite inferior para la misma viene dado por la escala de Planck, en la que los efectos cuánticos de la gravedad se hacen perceptibles. Dicha masa corresponde a apenas unas decenas de microgramos, por lo que los agujeros negros con masas de este orden se denominan microagujeros negros. Éstos constituyen una predicción interesante de las modernas teorías sobre la gravitación, sin embargo, no trataremos sobre ellos en este artículo, ya que estamos interesados en agujeros negros detectables en el dominio de la Astrofísica.

En el área de la Astrofísica esperamos, en cambio, encontrar agujeros negros de masas comparables a las de los planetas, las estrellas, o las galaxias. Dos clases de agujeros negros astrofísicos han sido predichos: los agujeros negros de masa estelar, y los agujeros negros supermasivos. En ambos casos, existen observaciones que proveen evidencia de su existencia. Como su nombre lo indica, los primeros tienen masas comparables a las de las estrellas y se forman en ciertas etapas de la evolución de las mismas. Los últimos, por su parte, se observan en el centro de las galaxias, y sus masas son millones de veces mayores a las estelares. Existe actualmente un debate en la comunidad astrofísica, acerca de la existencia de una tercera clase de agujeros negros: los agujeros negros de masa intermedia. Éstos tendrían masas de cientos a miles de veces mayores a la del Sol, y su existencia podría resolver algunos misterios sin develar. Este artículo pretende dar una introducción general a los agujeros negros astrofísicos, haciendo énfasis en las características y procesos que permiten su detección.

2. Agujeros negros de masa estelar

Las teorías que pretenden explicar el origen y la evolución de las estrellas sugieren que los agujeros negros de masa estelar podrían formarse a partir de las estrellas masivas (aquellas que tienen una masa de al menos ocho veces la solar). Estas estrellas agotan rápidamente el combustible nuclear a partir del cual generan la energía con la que brillan, dejando en su interior un núcleo extremandamente compacto. Si este núcleo alcanza una masa mayor a cierto límite, que se encuentra aproximadamente entre dos y tres veces la masa solar, colapsa hasta alcanzar la compacidad necesaria para transformarse en un agujero negro; en caso contrario se produce una estrella de neutrones (para una descripción de estas últimas sugerimos leer el artículo de García2 en el Boletín Radio@astronómico número 37). La pérdida de la fuente de energía provoca la expulsión de la envoltura estelar en una explosión (llamada supernova), dejando expuesto el núcleo como remanente compacto: un agujero negro o una estrella de neutrones.

Las condiciones bajo las cuales el núcleo estelar se transforma efectivamente en un agujero negro (en lugar de una estrella de neutrones) son aún tema de investigación. Muy probablemente la formación de un agujero negro dependa de la masa inicial de la estrella, pero también de la composición química inicial de su materia. Los elementos más pesados que el helio favorecen la aparición de vientos estelares, a través de los cuales la estrella pierda masa, lo que limita la masa final del núcleo, y por consiguiente la posibilidad de que se forme un agujero negro. La rotación de la estrella también juega un papel importante, ya que si es rápida permite mezclar el material procesado en su núcleo con el de la envoltura, apotando más combustible y acrecentando la masa del núcleo al final del proceso. Finalmente, la existencia de una estrella compañera gravitatoriamente ligada a la estrella masiva (es decir, la pertenencia de la estrella a un sistema binario) puede alterar la evolución debido a la transferencia de masa entre ambas estrellas, y por consiguiente la compacidad final del núcleo.

Un agujero negro de masa estelar puede ser detectado cuando forma parte de un sistema binario, en el que se encuentra separados de su compañera por una distancia de unas pocas veces el tamaño de esta última. En estos sistemas, al evolucionar la estrella compañera y convertirse en gigante, parte de su envoltura ingresa a la zona de influencia gravitatoria del objeto compacto, cayendo sobre este último. Este proceso se denomina acreción, y en el caso de ocurrir sobre un objeto compacto tiene importantes consecuencias observacionales. Como cualquier cuerpo que cae, la materia acretada gana energía cinética a expensas de la energía gravitatoria. Al encontrase en estado gaseoso, parte de esta energía se utiliza para elevar su temperatura. En otras palabras, al ser acretado el material se calienta, a una temperatura que depende de la compacidad del objeto acretante. En el caso de que éste sea un agujero negro, la temperatura puede alcanzar millones de Kelvin. Por otra parte, cualquier cuerpo con una temperatura superior al cero absoluto emite radiación electromagnética, siendo la frecuencia de esa radiación mayor a medida que aumenta la temperatura del emisor. A temperaturas de millones de Kelvin corresponde una emisión en el rango de la radiación X. La teoría predice entonces que los sistemas con agujeros negros acretantes deben ser poderosos emisores de rayos X.

Por lo antedicho, cuando en la década de 1960 se detectó la primera fuente celeste emisora de rayos X (Cygnus X-1; Fig. 1), que pudo identificarse ópticamente con una estrella compañera masiva orbitando alrededor de un objeto invisible unas quince veces más masivo que el Sol, ésta se consideró como una fuerte evidencia a favor de la existencia de un sistema binario con un agujero negro. Hoy en día se conocen muchos de estos sistemas, llamados binarias de rayos X (Fig. 2), y en una veintena de casos se ha logrado determinar que las masas de los objetos compactos son consistentes con las de los agujeros negros de masa estelar.

Fig. 1: La fuente de rayos X más brillante del cielo, Cygnus X-1. Izquierda, imagen óptica de su localización, tomada por el Deep Sky Survey. Derecha, ilustración artística del sistema de Cygnus X-1, mostrando el agujero negro, el disco de acreción a su alrededor (en amarillo/rojo) y la estrella azul compañera que provee el material acretado. Se observa la eyección de materia en forma de jets desde la región central del disco de acreción. Imágenes tomadas de la página del observatorio Chandra3; créditos: Imagen óptica: DSS; Ilustración: NASA/CXC/M.Weiss.
 
Fig. 2: La región del centro Galáctico vista en rayos X por el observatorio Chandra de la NASA. Los numerosos puntos brillantes que se observan sobre el fondo difuso son en su mayoría binarias de rayos X que contienen objetos compactos acretantes, muchos de ellos agujeros negros. Imagen tomada de la página del observatorio Chandra3; créditos: NASA/CXC/UMass/D. Wang et al.

En los sistemas binarios con objetos compactos, la acreción se produce a través de un disco formado por la materia que cae (Fig. 1). La rotación diferencial de este disco, junto con el campo magnético del material acretado hacen que parte de este último sea eyectado del sistema antes de caer al agujero negro. Este material es acelerado a velocidades cercanas a la de la luz, formando un par de chorros de materia (llamados jets) que parten de la región central del sistema y se extienden hasta distancias considerables de la fuente. Los electrones presentes en los jets emiten radiación de sincrotrón, mayormente en la región de radio, infrarroja y visible del espectro electromagnético. Muchas de las binarias de rayos X detectadas presentan emisión de este tipo, que indica la presencia de jets. Estos sistemas son llamados microcuásares; para una descripción de su fenomenología, recomendamos leer el artículo de Vila4 en el Boletín Radio@stronómico número 30.

Por último, evidencia independiente de la existencia de agujeros negros de masa estelar, y particularmente del proceso de su formación durante el colapso del núcleo de las estrellas masivas proviene de la observación de los fenómenos denominados erupciones de rayos gamma. Una reseña sobre estas fuentes puede encontrarse en el artículo de Vieyro5 en el Boletín Radio@stronómico número 41, por lo que no nos explayaremos aquí sobre las mismas. Simplemente diremos que las características de estas fuentes, tales como la energía total emitida por las mismas o la rápida variabilidad de la emisión, sugieren que la emisión gamma se produce por la acreción repentina de una fracción importante de la envoltura estelar por parte del agujero negro recientemente formado por el colapso del núcleo estelar (o en una minoría de los casos, por coalescencia de estrellas de neutrones). De acuerdo a los modelos aceptados actualmente, en estos casos estaríamos observando directamente el momento de formación de un agujero negro de masa estelar.

3. Agujeros negros supermasivos

En las últimas décadas se ha descubierto que una parte de las galaxias posee un núcleo activo, que domina la emisión de radiación electromagnética de la galaxia en alguna región del espectro. Esto no ocurre en las galaxias denominadas normales, en las que la componente no nuclear es la dominante. Dentro de los núcleos galácticos activos se encuentran objetos observacionalmente muy diversos, entre otros, los cuásares, los blazars y las galaxias Seyfert. Los cuásares son fuentes de apariencia estelar situadas a distancias cosmológicas. Sus luminosidades son extremadamente altas; de hecho son mayores a la luminosidad de toda una galaxia como la nuestra. Emiten en las regiones visible y de rayos X del espectro electromagnético, y algunos de ellos también en ondas de radio. Los blazars, similares a los cuásares, presentan una rápida variabilidad e importante polarización en su emisión. Las galaxias Seyfert, más cercanas que los anteriores, son galaxias con núcleos similares a los cuásares y que presentan fuertes líneas de emisión en su espectro.

A pesar de la variada fenomenología, el modelo aceptado en la actualidad para explicar las características de estas fuentes propone que todos los núcleos galácticos activos (Fig. 3) corresponden al mismo sistema físico, observado desde distintos ángulos. De acuerdo a este modelo, existe en el centro de cada galaxia un agujero negro muy masivo. La potente emisión del núcleo galáctico activo proviene de la acreción, por parte de este agujero negro, de la materia intrestelar de las regiones centrales de la galaxia. Mediciones de la velocidad orbital de las estrellas y del gas en torno al centro de las galaxias con núcleos activos ha permitido determinar las masas de estos agujeros negros, obteniéndose valores de millones a miles de millones de veces la masa solar. Estos agujeros negros son, realmente, supermasivos. Como en el caso de sus análogos de masa estelar, la materia acretada por el agujero negro se calienta, dando lugar a la emisión de alta energía. Además, parte de la materia acretada es eyectada antes de alcanzar el agujero negro, formando potentes jets de materia acelerada a velocidades cercanas a la de la luz, que pueden tener tamaños de varios kiloparsecs. La emisión de sincrotrón de los electrones moviéndose en el campo magnético de los jets es en parte responsable de la observación de los núcleos galácticos activos en todo el espectro electromagnético.

Fig. 3: Uno de los núcleos galácticos activos más cercanos, ubicado en la galaxia Centaurus A, visto en rayos X por el observatorio Chandra de la NASA. Se observa claramente la emisión del núcleo en el centro dela galaxia, y el potente jet (visible desde el centro de la galaxia en dirección al ángulo superior izquierdo de la imagen) que se desarrolla a lo largo de una distancia comparable al tamaño de la galaxia misma. Imagen tomada de la página del observatorio Chandra3; créditos: NASA/CXC/U.Birmingham/M.Burke et al.

Los núcleos galácticos activos pueden detectarse gracias a la acreción de materia sobre los agujeros negros supermasivos. Sin embargo, es posible que no haya en la galaxia suficiente material disponible para acretar, o que la tasa a la cual éste se acreta sea relativamente baja, en cuyo caso la fenomenología descripta no se observaría. Tal es el caso del agujero negro central de la Vía Láctea, nuestra galaxia, que se ha detectado recientemente basándose en la influencia gravitatoria que ejerce sobre las estrellas cercanas al mismo. Las órbitas de estas estrellas permiten estimar su masa en aproximadamente 4.000.000 M. Si bien existe una radiofuente (Sagittarius A*; Fig. 4) coincidente con la posición del agujero negro central, cuya emisión podría deberse al proceso de acreción/eyección, la tasa de acreción estimada es mucho menor a la de un núcleo galáctico activo con un agujero negro de la misma masa.

Fig. 4: La región del centro de la Vía Láctea vista en una combinación de infrarrojo y rayos X. Se observa la posición de la radiofuente Sagittarius A*, donde reside en agujero negro supermasivo central de nuestra galaxia. Imagen tomada de la página del observatorio Chandra3; créditos: Imagen X NASA/UMass/D.Wang et al.; Imagen IR: NASA/STScI.

Cabe preguntarse cuál es el proceso por el cual se forman los agujeros negros supermasivos. El mismo es actualmente tema de debate. Suponiendo la existencia inicial de agujeros negros de masa estelar en el centro de las galaxias, que provendrían de la evolución de las primeras estrellas masivas, los mismos pudieron actuar como semillas para la formación de los agujeros negros supermasivos. Estas semillas habrían crecido mediante la acreción de materia del medio interestelar de las galaxias, o por la fusión con otros agujeros negros durante las colisiones y fusiones de galaxias. Evidencia de este crecimiento conjunto del agujero negro y la galaxia es provista por la existencia de una relación entre la masa de los agujeros negros supermasivos y la del bulbo (componente estelar esferoidal en torno al núcleo) de las galaxias. El problema central de estos modelos es que los agujeros negros de masa estelar que actúan como semillas, sólo disponen para acretar de la materia que logra acercarse lo suficiente a sus regiones de influencia (de unos pocos kilómetros, comparados con los miles de billones de kilómetros del tamaño de las galaxias). Esto hace que el proceso de crecimiento sea extremadamente lento, de modo que el tiempo pasado desde la formación de las galaxias no es suficiente para alcanzar la masa observada.

4. El eslabón perdido

En las últimas décadas del siglo XX comenzó a emerger la idea de que todas las galaxias poseen agujeros negros supermasivos en sus centros. Algunos de ellos se encuentan acretando materia y dando origen a la variedad de fenómenos catalogados como núcleos galácticos activos. Otros, como el que se encuentra en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, se encuentran en calma, y por lo tanto no son fácilmente detectables. Además, quedaba claro que había una clara relación entre la masa del agujero negro y aquella del bulbo galáctico. Por lo tanto surgió la idea especulativa de que otros sistemas estelares más pequeños que las galaxias pero con cierto parecido a sus bulbos, los cúmulos globulares, podrían también contener agujeros negros.

Los cúmulos globulares son aglomeraciones de cientos de miles a millones de estrellas, que orbitan en el campo gravitatorio de las galaxias. En los cúmulos globulares, las estrellas giran en torno al centro de masa común en orbitas no coplanares, lo que da al sistema una apariencia esferoidal. Comparten en esto las propiedades de las componentes esferoidales de las galaxias, y de hecho se ha propuesto que algunos de los cúmulos globulares observados en la Vía Láctea podrían ser  las regiones nucleares de pequeñas galaxias satélites, que han sido disgregadas por las fuerzas de marea de la nuestra. Los cúmulos globulares tienen poblaciones estelares extremadamente viejas, al igual que los halos de las galaxias. Sin embargo, diferen de las galaxias en la ausencia de materia oscura en su interior.

Extrapolando la relación observada entre las masas de los agujeros negros y las de los bulbos galácticos, se llega a la predicción de que los cúmulos globulares podrían contener agujeros negros centrales con masas de entre 100 y 10.000 veces la masa del Sol. Por la magnitud de éstas, intermedias entre las masas de los agujeros negros de masa estelar y las de los supermasivos, se ha dado en llamar a estos hipotéticos objetos agujeros negros de masa intermedia. Una de las razones más interesantes para investigar su existencia, es que los mismos podrían actuar como semillas para la formación de agujeros negros supermasivos de manera más eficiente que los de masa estelar. De este modo, el tiempo de formación de los agujeros negros supermasivos se acortaría notablemente, haciéndose compatible con el tiempo de evolución de las galaxias mismas.

Otros indicios a favor de la existencia de los agujeros negros de masa intermedia provinieron de la observación de fuentes X ultraluminosas. Como dijimos anteriormente, el proceso de acreción sobre un objeto compacto produce una enorme cantidad de energía, que se traduce en una alta luminosidad de las correspondientes fuentes. Sin embargo, ésta tiene un límite, llamado límite de Eddington. Al propagarse hacia afuera del sistema, la radiación electromagnética emitida por estas fuentes ejerce presión sobre el material acretado, creando sobre el mismo una fuerza que se opone a la gravedad del objeto compacto. Si la luminosidad es muy alta, esta fuerza es capaz de contrarrestar la gravedad, deteniendo la acreción. La luminosidad de Eddington es proporcional a la masa del objeto acretante, y equivale aproximadamente 100.000 veces la luminosidad solar, para un objeto con una masa igual a la del Sol. La observación de fuentes X con luminosidades cientos de veces superiores a la luminosidad de Eddington correspondiente a los agujeros negros de masa estelar típicos, no puede ser explicada entonces a partir de la acreción sobre estos objetos. La explicación de estas observaciones requiere de la existencia de objetos compactos con masas de cientos a miles de veces la solar, justamente en el rango predicho para los agujeros negros de masa intermedia. La coincidencia posicional de algunas de estas fuentes con cúmulos globulares extragalácticos proporcionó una base aún más creible para la existencia de estos objetos.

Por otra parte, desde el punto de vista teórico, las investigaciones mostraron la existencia de un proceso por el cual los agujeros negros de masa intermedia podrían formarse en las regiones centrales de cúmulos estelares densos, como son los globulares. En los centros de estos sistemas la densidad de estrellas es muy grande, encontrándose decenas a cientos de miles de estrellas en una esfera de un parsec de radio. Para comparación, en la vecindad del Sol hay apenas una estrella en una esfera del mismo tamaño. Por lo tanto, en los centros de estos cúmulos, las colisiones y fusiones entre distintos objetos estelares son frecuentes. Simulaciones numéricas del movimiento de las estrellas en los cúmulos globulares muestran que en estas condiciones, los agujeros negros formados por las estrellas masivas del cúmulo colisionan frecuentemente, agregándose para formar un agujero negro con una masa de entre 100 y 10.000 masas solares, en otras palabras, un agujero negro de masa intermedia.

Sin embargo, la detección directa de los agujeros negros de masa intermedia no es sencilla. Algunos investigadores intentaron medir la influencia gravitatoria de estos hipotéticos objetos sobre las estrellas del cúmulo en el que se encuentran. Para ello hicieron determinaciones muy precisas de la variación de la densidad de estrellas con la distancia al centro del cúmulo. En caso de existir un objeto compacto, la densidad de estrellas debería crecer cerca del centro del cúmulo, en caso contrario se estabilizaría. A pesar de que en algunos casos se observó el primer comportamiento, no fue posible determinar más allá de toda duda, que el mismo se debía a un único agujero negro de masa intermedia y no a un conglomerado de objetos compactos (por ejemplo, estrellas de neutrones) suficientemente juntos como para no poder distinguirlos individualmente. Investigaciones similares se realizaron midiendo la velocidad de las estrellas más cercanas al centro del cúmulo. En caso de existir un agujero negro de masa intermedia, su atracción gravitatoria permitiría a las estrellas orbitar más rápido sin ser expulsadas del cúmulo, que lo que lo harían si el agujero negro no existiera. Nuevamente las investigaciones fueron inconcluyentes, mayormente debido a que la precisión de los datos provistos por los telescopios de vanguardia se encuentra al límite de la necesaria para distinguir entre ambas hipótesis.

Fig. 5: Imagen del cúmulo globular 47 Tucanae en rayos X. Se observa en ella una gran cantidad de fuentes cuya emisión es producida por el proceso de acreción sobre un objeto compacto. Sin embargo, ninguna de ellas tiene las propiedades esperadas para un sistemas con un agujero negro de masa intermedia. Imagen tomada de la página del observatorio Chandra3; créditos: NASA/CXC/Michigan State/A.Steiner et al.

Paralelamente, diversas investigaciones recorrieron un camino diferente, intentando detectar la emisión en rayos X debida a la acreción del material interestelar del cúmulo por parte del agujero negro de masa intermedia (Fig. 5), o la emisión en radio atribuible a posibles jets producidos por dicho proceso. Solamente en algunos casos se han detectado fuentes de radiación centrales consistentes con lo que se esperaría observar de un agujero negro de masa intermedia. Pero la interpretación de las observaciones es compleja, y aún no hay consenso en la comunidad astrofísica acerca de que los resultados evidencien la presencia de estos hipotéticos objetos más allá de toda duda. Por otra parte, la falta de emisión en muchos cúmulos globulares no necesariamente implica la inexistencia de los agujeros negros de masa intermedia. Es posible que el tenue medio interestelar de estos sistemas no provea una tasa de acreción suficiente para generar una emisión en rayos X detectable. también es posible que el proceso de acreción sobre estos agujeros negros no produzca jets, eliminando así la emisión en ondas de radio.

5. Conclusiones

La investigación de los agujeros negros permite principalmente comprender uno de los fenómenos más interesantes de la naturaleza, como es la interacción gravitatoria. Pero también brinda información para resolver cuestiones pendientes en distintas áreas de la Astrofísica, como la evolución estelar o la formación y el crecimiento de las galaxias. Para lograr estos objetivos, es necesario detectar estos objetos en distintos ambientes astrofísicos y determinar sus propiedades. Si bien no es posible observar los agujeros negros directamente, la influencia gravitatoria sobre su entorno, y en particular el proceso de acreción, han permitido determinar más allá de toda duda razonable la existencia de estos objetos en diversos sistemas astrofísicos. La emisión de sistemas tan diversos como algunas binarias de rayos X o microcuásares, las erupciones de rayos gamma y los núcleos galácticos activos pueden explicarse hoy día suponiendo que todos ellos obtienen su energía del proceso de acreción de materia sobre un agujero negro. Las diferencias en la masa de este último (de masa estelar o supermasivo) y en la fuente de la materia acretada son las que distinguen cada tipo de fuente, y originan su rica fenomenología. En el caso de los agujeros negros de masa estelar, su origen se comprende como resultado del proceso evolutivo de las estrellas de gran masa. Para los agujeros negros supermasivos ubicados en los centros de las galaxias, su origen no se conoce completamente aún, aunque se especula que deberían haber crecido a partir de otros agujeros negros menos masivos que actuaran como semillas. La posible existencia de agujeros negros de masa intermedia, propuesta en las últimas dos décadas, no solamente proveería un tipo de semilla plausible, sino también excelentes laboratorios para el estudio de los agujeros negros, y finalmente de la gravitación.

6. Referencias
 
1Romero, G.E., 2008, "Introduction to black holes", en "Compact Objects and their Emission", Asociación Argentina de Astronomía Book Series 1, G.E. Romero & P. Benaglia (eds.)
 
2García, F. "Estrellas de neutrones o neutrones estrellados", en Boletín Radio@stronómico Nº 37
 
 
4Vila, G.S., 2010, "Microquasares: fuentes de radiación de alta energía en nuestra galaxia", en Boletín Radio@stronómico Nº 30
 
5Vieyro, F.L., 2012, "Erupciones de rayos gamma", en Boletín Radio@stronómico Nº 41
 
7. Sobre el autor
 
El Dr. Pellizza es Lic. en Física por la UBA (1998) y Dr. en Astronomía por la UNLP (2003) siendo el tema de su tesis "Globular cluster systems in hierarchical clustering scenarios". Estuvo dos años en el Commissariat à l'Énergie Atomique, en Saclay, Francia con una beca post doctoral (2004-2005), luego en 2006 volvió a CONICET también con una beca post doctoral y posteriormente, desde 2007, como investigador.
Trabajó en el Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE) durante todo ese tiempo (excepto los dos años en Francia).
El Dr. Pellizza se dedica a investigar el origen de los objetos compactos (particularmente agujeros negros) de masa estelar e intermedia, a través de observaciones de fuentes que los contienen (binarias de rayos X, gamma-ray bursts) y de simulaciones numéricas de sus poblaciones y de su emisión electromagnética de alta energía.
Desde setiembre de 2013 integra el plantel científico del IAR.
 
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  Caminando por las galaxias...
Por Sebastián Musso
¿Alguna vez se preguntaron qué tan lejos están las galaxias entre si? Cuando alguien nos comenta este dato suele usar siempre una medida común en el Universo que es el año luz. El año luz no es una escala de tiempo como su nombre podría llegar a confundirnos al comienzo sino una medida de distancia, como el metro, el kilómetro pero mucho, mucho más grande. Es la distancia que recorre la luz, que es lo más rápido de todo el Universo, en un año terrestre. Mientras nosotros damos una vuelta alrededor del Sol, la luz, que viaja a nada más ni nada menos que 300.000 kilómetros por segundo cubriría más o menos unos 9 billones de kilómetros. Esto es un 9 seguido de 12 ceros o para ser más exacto 9.460.700.000.000 kilómetros. No podríamos hablar de las distancias a las estrellas y mucho menos a las galaxias con números tan grandotes.
 
Pero, vuelvo a la pregunta. ¿Alguna vez te preguntaste qué tan lejos están las galaxias entre si? Bueno, trataremos de achicar un poco esos números tan grandes y vamos a apretar tanto a las galaxias que nos queden lo suficientemente pequeñas que entren en nuestra ciudad. Como alguna vez lo hicimos con el Sistema Solar pero ahora tendremos que usar una escala aún más grande: 100.000 años luz será para nosotros igual a 100 metros.
 
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, forma parte de un grupo de galaxias que llamamos Grupo Local. Es la segunda galaxia más grande del sistema después de Andrómeda<. El tamaño de la Vía Láctea es de 100.000 años luz de diámetro, un disco de brazos en espiral como si fuera un remolino gigante con brazos que salen todos de un núcleo como una pelota achatada que está en el centro. Este disco entonces tendrá para nosotros unos 100 metros de diámetro, como es redondo, va a ocupar toda la manzana, por ejemplo, de nuestra casa. Estos brazos también tienen un grosor, por supuesto, que es de 70 centímetros (tres veces el cordón de la vereda).
 
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Galaxia de la Vía Láctea (Imagen: http://es.wikipedia.org/wiki/Vía_Láctea)>
 
Es importante saber que el Sol se encuentra casi en uno de los bordes de esta galaxia, en nuestra escala, a 30 metros del centro y saber también que todo el Sistema Solar, que en realidad, si contamos hasta la nube de cometas que rodea al Sol a un año luz de distancia, tendrá en este "Universo encogido" ¡apenas 2 milímetros de diámetro!
 
Planetas del Sistema Solar a escala (Imagen: http://es.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solar)
 
Desde aquí emprenderemos un camino hacia otras galaxias. Normalmente estamos acostumbrados a aceptar que la Tierra tiene un satélite natural: la Luna, incluso que planetas como Júpiter tienen 16 lunas o Saturno 23 dando vueltas a su alrededor. También sabemos (si no lo sabían se los cuento) que las estrellas también están la mayoría de las veces acompañadas y que podríamos ver en algún viaje imaginario que alguna otra vez, o en alguna otra página haremos, dos, tres o más estrellas girando en un baile estelar que nada tiene que envidiarle al grupo del Teatro Colón. Lo que parece demasiado es enterarnos que hay galaxias completas que giran alrededor de otras. Una galaxia es un grupo de millones de estrellas, gas y polvo y todo eso ¡girando alrededor de otra aún más grande!
 
Nuestra Vía Láctea tiene al menos dos galaxias satélite. Son la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. Las dos se pueden ver a simple vista desde nuestro "cielo del sur" cuando la noche está despejada y nos alejamos un poquito de las luces de las ciudades donde vivimos. La Nube Mayor de Magallanes está a 170 metros de nuestra galaxia y es mucho más chiquita que la Vía Láctea, tiene apenas 30 metros mientras que la Pequeña Nube de Magallanes es de sólo 20 metros de grande y está casi a dos cuadras de nosotros.
 
Gran Nube de Magallanes (LMC) Pequeña Nube de Magallanes (SMC)
 
Si seguimos con este juego encontraremos al sistema en Draco a 3 cuadras y con un tamaño de apenas dos metros. Los del Hemisferio Norte podrán ver en su cielo una galaxia en la constelación de la Osa Mayor, o podrán decirnos a nosotros que nos movamos 280 metros para encontrarla de tan solo 3 metros, igual de chiquita que la galaxia de la constelación del Escultor que se encontraría unos 10 metros más allá, como si estuviera en la casa de al lado. Estas son las que tenemos más o menos cerca, son muy chicas por los que no les prestamos demasiada atención. Cuatro cuadras y media nos separarán de un sistema como el de Fornax (el Horno), estas últimas son galaxias pero distintas en su forma a la Vía Láctea, son elípticas, es decir, son como pelotas de estrellas, pelotas más o menos achatadas pero sin ese núcleo central ni los brazos en espiral como hablábamos al comienzo (mejor dicho como yo escribía y ustedes leían al comienzo).
 
Dentro de este Grupo Local las dos galaxias en Leo son muy conocidas, están a 780 metros (Leo II) y 1.800 metros (Leo I) aunque sus tamaños son de dos y tres metros respectivamente.
 
Por fin llegamos a la Gran Espiral de Andrómeda, sí, como la nuestra pero todavía más grande. Esta ocupa unos 120 metros y tendremos que caminar 23 cuadras para visitarla. Vale la pena, un grupo de 400.000 millones de estrellas se puede ver también desde la Tierra a simple vista, claro que es más cómodo verla desde el Hemisferio Norte pero nos la podemos arreglar para mirarla también desde el Sur. Como toda galaxia gigante que se precie de tal, tiene satélites, son galaxias elípticas (las redonditas) a una cuadra de distancia de ella y de 5 (M32) y 7 metros de diámetro (NGC 205).
 
Así hemos recorrido algunas de las más de 30 galaxias que le hacen compañía a la nuestra, la Vía Láctea, en el Universo más cercano. Todavía no nos hemos alejado mucho de nuestro vecindario, para ir a otras galaxias que no fueran de nuestro grupo tendríamos que viajar hasta 5.000 kilómetros para lo que nuestro jueguito más que hacerlo caminando requeriría de un avión o micro muy cómodo. Espero que les haya gustado, que no se hayan cansado mucho por un viaje de miles de años luz y puedan haber aprendido algo.
 
NOTA: En los nombres de algunas galaxias utilicé sus números de catálogo, que no son más que listas de cuerpos celestes que hicieron hombres distintos en épocas distintas y es por eso que algunos objetos en el cielo tienen distinto nombre si los llamamos por uno u otro sistema. Entre las galaxias satélite de Andrómeda (M31) yo cité a M32. No es que tengo un catálogo personal y se trata de la galaxia número 32 de Musso ¡ojalá! sino de el catálogo Messier, un señor del siglo XVIII que ubicó en el cielo más de cien objetos. Con respecto a "NGC" no se trata del "Nuevo Grito de la Ciencia", es el Nuevo Catálogo General en su sigla en inglés.
 
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 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.
 
- Estamos viviendo tiempos muy importantes para la cosmología - Diario El Día (19-03-2014) Descargar Ir
 
- Comprender el Universo - Ecos Diarios.com, Lobería (20-01-2014) Descargar Ir
 
- Una entidad diferente en pleno Parque Pereyra - Diario Popular Quilmeño (11-01-2014) Descargar Ir
 
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