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. |
En el curso del presente año se han firmado distintos convenios de colaboración entre el CONICET y La Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE), que involucran directamente al IAR:
1. Convenio SAC-D:
Desarrollo, construcción y medición de dos radiómetros en las frecuencias de 23,8 GHz y 36,5 GHz, al nivel de modelo protoflight, con salida digital, cumpliendo especificaciones provistas por la CONAE.
2. Convenio PAD:
a) Diseño y desarrollo del software de aplicación en la computadora denominada PAD, "Data Acquisition and Processing", con el fin de proveerle la siguiente funcionalidad básica:
b) Diseño, desarrollo, construcción y medición de un prototipo correspondiente a la unidad denominada "Scanner" en la cámara NIRST.
c) Diseño, desarrollo, construcción y medición de un prototipo, basada en lógica programable, para la generación de las líneas de control para los controles térmicos del radiómetro y la cámara NIRST.
d) Diseño, desarrollo, construcción y medición de los prototipos correspondientes a los canales para monitorear los valores críticos en la cámara NIRST.
e) Diseño y Planificación relacionada con la construcción de una facilidad para la integración de la Computadora PAD y los cuatro instrumentos o simuladores de los mismos según corresponda: MWR, NIRST, DCS y ROSA.
3. Convenio SARAT II:
Desarrollo, construcción y medición de un transceptor en la frecuencia central de 1275MHz, al nivel de ingeniería, cumpliendo especificaciones provistas por la CONAE.
Fase I del desarrollo de un radar espacial con tecnología array y
conformación digital del haz (DBF)
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El personal del IAR presentó los siguientes trabajos:
A. Araudo, S. Cora y G. E. Romero M. M. Reynoso, H. R. Chistiansen y G. E. Romero G. A. Romero y C.E. Cappa Gustavo E. Romero, Stan P. Owocki, Anabella T. Araudo, Rich Towsend y Paula Benaglia Gabriela S. Vila y G. E. Romero F. A. Bareilles, R. Morras, J. C. Olalde, F. P. Hauscarriaga y E. M. Arnal G. González, D. Rocca, S. Schiocchetti, N. Casco, D. Colantonio y J. Sanz J. A. Combi, J. F. Albacete Colombo, J. Marti, G. E. Romero, P. Luque-Escamilla, A. Muñoz-Arjonilla, J. R. Sánchez-Sutil y L. Pellizza Además se presentaron los posters: María Cristina Martín, Cristina Cappa y Paula Benaglia Javier Vásquez, Cristina Cappa y M. Rubio Ileana Andruchow, Sergio Cellone y Gustavo E. Romero Mariana Orellana, Gustavo E. Romero,A.T. Okazaki y S.P. Owocki Cristina Cappa Más información: http://www.iafe.uba.ar/AAA50
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- Contanos un poco sobre tu vida personal: ¿dónde naciste, dónde estudiaste, cómo llegaste a la Plata? Nací en la Ciudad de Buenos Aires, Capital Federal el 2 de febrero de 1967.
Desde que nací viví con mis padres y mis hermanos (Carlos, de 42, al que luego
se le sumo mi hermano Tato, de 32) en Luís Guillón, partido de Esteban
Echeverría, en el gran Buenos Aires. Allí estudié en la escuela primaria y
secundaria del barrio, escuela publica llamada entonces No 8 (la primaria) y
No 3 (la secundaria). Egresé del secundario en el año 1984 y junto con el
comienzo de la democracia en nuestro país comencé mis estudios universitarios.
Como la carrera de astronomía se estudiaba solamente en la Universidad de
Córdoba y en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la
Universidad Nacional de La Plata, decidí estudiar en la Universidad de La
Plata. El primer año viajaba todos los días desde Luís Guillón hasta La
Plata, pero a partir del segundo año de la carrera me vine a vivir cerca de la
facultad. Desde entonces he vivido en la ciudad de La Plata, salvo una estadía
de 3 años en Santiago de Chile, entre fines del 2003 y comienzos del 2007.
- ¿Cómo se originó tu interés por la Astronomía? ¿Hubo algún hecho puntual que lo definiera? Desde chica me gustaba la astronomía, la docencia y la filosofía. Quería ser
maestra, especialmente de niños. Fue muy difícil para mi decidirme entre estas
tres cosas. Descarte la filosofía porque encontraba a mi entender
contradicciones entre las diferentes corrientes del pensamiento. Pensé además
en aquel momento que la investigación científica me brindaría la posibilidad
de crecer y aprender mucho mas que la docencia, aunque paradójicamente hoy por
hoy no pienso lo mismo, ya que encuentro a la docencia una gran fuente de
crecimiento personal y de aprendizaje tanto para el docente como para el
alumno. Mi interés por la astronomía fue apoyado por mi madre, que desde
chica me llevaba a seminarios, charlas y conferencias que despertaron en mi
mucho interés. Finalmente concurrí a la Asociación Amigos de la Astronomía en
Capital Federal mientras cursaba mi ultimo año de la escuela secundaria. Allí
pase todo el verano con un grupo de amigos de dicha asociación, observando el
cielo con los telescopios y realizando diversas actividades
astronómicas. Mirar el cielo nocturno y querer estar allí, y poder saber o
entender lo que pasa allá arriba, tan lejos, fue lo que me incentivó
finalmente a seguir el doctorado en astronomía.
- ¿Cómo fueron tus épocas de estudiante universitaria? Como toda época de la vida, tuvo sus cosas buenas y sus cosas malas. Pero el
balance entre todo fue positivo. La vida cotidiana del estudiante universitario
se basa en tener que cursar y estudiar todos los días, inclusive los fines de
semana. Pero uno se reúne a estudiar con compañeros y surgen amistades que a
veces se prolongan en el tiempo y se juntan anécdotas, como el día del final
de no sé qué materia, que con mi amiga Viviana nos empachamos comiendo un
kilo de fiambre antes del examen y tomando un litro de cerveza después. Durante mi época de estudiante conocí al papa de mi hija Giannina.
Giannina tiene 10 años, ella es mi sol y mi planeta y quiere ser veterinaria.
- ¿Cómo fue tu llegada al IAR? Sabemos que estuviste trabajando en Chile. Contanos algo de esa experiencia. Desde el año 2004 hasta finales del año 2006, estuve trabajando en el
Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile, en Santiago de Chile,
con contrato de prestación de servicios con el Centro de Astrofísica, Fondo de
investigación Avanzado en Áreas Prioritarias (FONDAP). Mis experiencias
laborales y personales en chile han sido muy buenas. He conocido personas de
diferentes nacionalidades, chilenos, italianos, alemanes, cubanos, serbios,
todas excelentes personas y excelentes profesionales. Fue entonces cuando
conocí realmente las palabras amistad y solidaridad, palabra que a mi entender
existe en pocos diccionarios en la Argentina. En el ámbito profesional, he
trabajado con científicos chilenos y europeos. Actualmente seguimos
colaborando en trabajos de investigación que se encuentran en curso. Dado que
Chile posee el mejor cielo de mundo para observaciones en el óptico y en el
infrarrojo, se encuentran allí telescopios internacionales como el Very Large
Telescope del European Southern Observatory (VLT-ESO). Afortunadamente he
tenido tiempo de observación en VLT y hemos realizado fotometría de los
satélites mas débiles del planeta Urano. Cuando regresé a la Argentina,
en el año 2007 comencé a trabajar en el IAR con el cargo de Investigadora
Asistente del CONICET.
- ¿Ejercés la docencia? o creés que tu perfil está más orientado hacia la investigación? He ejercido la docencia durante muchos años, inclusive en Santiago de Chile
he sido Profesora en la Universidad. Creo que mi perfil esta orientado a
ambas, tanto a la docencia como a la investigación. Aunque por el momento he
tenido que dejar de ejercer la docencia por problemas personales, pienso
retomarla en algún momento.
- ¿Tenés algún hobbie o gusto particular fuera de tu trabajo habitual? Me encanta la naturaleza, pasear al aire libre cerca del mar, del río y de las
montañas. El trekking me gusta mucho y eso era algo que podía hacer los fines
de semana en Chile, dado que cerca de Santiago hay mar, ríos y montañas. Por
ejemplo fui a escalar un glaciar un sábado durante el ciclo lectivo. Estas
actividades las puedo hacer sólo durante las vacaciones en Buenos Aires, dado
que uno tiene bastante viaje hasta llegar al mar o a las montañas. Otra
actividad que me gusta es hacer pilates y gimnasia aeróbica. También me gusta
mucho cocinar. Pero lo que mas me gusta es ser mamá y estar con mi hija.
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Este año se han incorporado a nuestro Instituto, dos investigadoras del CONICET y estudiantes avanzados de Ingeniería y Astronomía, en calidad de pasantes.
Ellos son:
Se recibió de Licenciada en Física en la Universidad de Buenos Aires (UBA). Este año inició su trabajo de tesis sobre el tema "Radiación gamma de fuentes compactas y agujeros negros", mediante una beca del CONICET, siendo su director de trabajos el Dr. Gustavo E. Romero.
Es Doctora en Astronomía. Desde el año 2004 hasta finales del 2006, trabajó en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile, en Santiago de Chile. Trabaja en Discos Circumestelares, Ciencias Planetarias, Formación de Planetas Gigantes y Satelites, Cuerpos Menores.
Es estudiante de Astronomía en la UNLP. Está encargada de las actividades de divulgación del Instituto.
Es estudiante de Ingeniería Electrónica de la UNLP. Está trabajando en proyectos mecánicos, bajo la dirección del Ing. Juan Sanz.
Es Ingeniero Electrónico de la UNLP. Está trabajando en la construcción de un radar de barrido electrónico con conformación digital de haz, bajo la dirección del Ing. Juan Sanz.
Es estudiante de Ingeniería Electrónica de la UNLP. Está trabajando en compatibilidad electromagnética de la antena SAR, bajo la dirección del Ing. Juan Sanz.
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Más información sobre el workshop: International Workshop on Clumping in Hot-Star Winds
Más información sobre el evento: High Energy Phenomena in Relativistic Outflows
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Por la Dra. Cristina E. Cappa
Las estrellas de gran masa…
Las estrellas de tipo O se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares. Estas estrellas atraviesan por varias etapas evolutivas hasta alcanzar la fase de estrellas Wolf-Rayet (WR), llamadas así en honor de C. Wolf y G. Rayet, quienes las descubrieron en 1867. Las teorías evolutivas actuales indican que luego de esta fase sobreviene la etapa final de supernova. Las estrellas WR están caracterizadas por líneas de emisión anchas e intensas en el rango de longitudes de onda ópticas. Además de las líneas correspondientes al hidrógeno y al helio, aparecen líneas de carbono, nitrógeno y oxígeno varias veces ionizados, resultado de los procesos de nucleosíntesis estelar. Al igual que las estrellas O, muchas de sus líneas espectrales muestran el perfil P Cygni, signo característico de la presencia de vientos estelares intensos. Debido a su alta temperatura, gran parte de la radiación de estas estrellas es emitida en el rango ultravioleta del espectro electromagnético.
Tanto los fotones energéticos que emiten como su fuerte viento estelar modifican el medio interestelar (MIE) circundante. El material interestelar está constituido por gas y polvo. El principal constituyente del gas es el hidrógeno, tanto en estado atómico como molecular. Los fotones ultravioletas con energías mayores que 13.6 eV, valor correspondiente al potencial de ionización del hidrógeno, ionizan los átomos de hidrógeno neutro (HI) en los alrededores de la estrella, arrancándoles su único electrón. Se forma así una región de gas ionizado, llamada región HII, formada por protones y electrones libres. La extensión de esta región depende tanto de la cantidad de fotones energéticos radiados por la estrella como de la densidad del MIE circundante. Los fotones con energías algo menores, entre 4 y 13.6 eV, ionizan átomos mucho menos abundantes del MIE y disocian las moléculas, originando las regiones de fotodisociación (PDRs) en las interfases entre el gas ionizado y el gas molecular.
El viento estelar está compuesto por átomos excitados, iones y electrones que fluyen de la estrella a velocidades mayores que la velocidad de escape. Las estrellas O pierden masa a razón de 10-7 - 10-6 Mo/año1, mientras que la tasa de pérdida de masa de sus descendientes WR es de (1-3) x 10-5 Mo/año. Dado que la duración de la fase WR de una estrella de gran masa es de unos 5 x 105 años, estas estrellas pueden perder unas 10 Mo a través de su viento estelar, cantidad nada despreciable por cierto. La masa perdida por la estrella a lo largo de su vida es probablemente mucho mayor, dado que las estrellas pierden masa durante todas sus etapas evolutivas. El flujo de masa de una estrella O o WR alcanza velocidades máximas entre 1000 y 3000 km/seg, constituyendo entonces un viento estelar denso y a alta velocidad. Podemos calcular la energía cinética E = (M v2 t) /2 entregada al MIE por una estrella O a través de su viento estelar. En esta expresión, M es la tasa de pérdida de masa; v, la velocidad máxima del flujo de masa, y t, la duración de la fase en secuencia principal de la estrella. Considerando que la vida en secuencia principal de una estrella O es t = 3 x 106 años, v = 2000 km/seg y M = 2 x 10-6 Mo/año, la energía cinética entregada al MIE es E = 2.4 x 1050 erg, obteniéndose un valor comparable si tenemos en cuenta el caso de una estrella WR. Esta energía es comparable a la entregada instantáneamente durante una explosión de supernova. Este fuerte viento estelar empuja el material interestelar presente en la vecindad de la estrella, formando una cavidad de muy baja densidad y alta temperatura rodeada por una envoltura ionizada (por los fotones ultravioletas emitidos por la estrella) en expansión. Estas estructuras se denominan burbujas interestelares.
En el rango óptico, estas nebulosas ionizadas se identifican por su aspecto anular. El panel izquierdo de la Figura 1 muestra una imagen de la emisión en líneas ópticas de la nebulosa NGC 2359, asociada a la estrella WR HD 56925. El panel derecho muestra la imagen de NGC 6888, asociada también a una estrella WR. En el caso de NGC 2359 se observa una estructura aproximadamente circular de 3.5 minutos de arco de diámetro (5.0 pc a 5 kpc de distancia) surcada por filamentos ionizados y limitada al sur por una "barra" de gas ionizado denso. Se detecta también emisión proveniente de regiones ionizadas de más baja densidad. La nebulosa NGC 6888 a una distancia de 1.8 kpc del Sol. En ambas imágenes ópticas se identifica la cavidad de baja densidad alrededor de la estrella y los filamentos ionizados de la cáscara, que forman la burbuja interestelar. Estas envolturas están constituidas tanto por material del viento estelar como por material interestelar empujado por el viento estelar e ionizado por los fotones ultravioletas. El aspecto filamentario denota la presencia de frentes de choque originados en la interacción entre el viento estelar y el gas circundante. Diversos estudios de espectroscopía nebular mostraron que el gas ionizado de ambas nebulosas se expande en el medio interestelar con velocidades de 15 y 80 km/seg, respectivamente.
Las estrellas no siempre están ubicadas en el centro de las nebulosas anillo, sino proyectadas cerca de las regiones donde la emisión óptica es más intensa. Este hecho puede explicarse considerando que el MIE en el que se expanden las nebulosas está lejos de ser homogéneo. La nebulosa se expandirá con mayor dificultad hacia regiones de alta densidad, que corresponden a las zonas de mayor emisión óptica, dando como resultado una nebulosa donde la estrella está es una posición excéntrica, más cerca de las regiones de alta densidad que de densidad menor. La ubicación excéntrica de las estrellas puede explicarse también considerando su movimiento espacial.
Unas pocas nebulosas anillo asociadas a estrellas WR presentan una estructura de doble anillo. Estas estructuras concéntricas se han originado probablemente en diferentes etapas en la vida de la estrella: la nebulosa externa durante su fase en secuencia principal y la nebulosa interna, durante su actual fase evolutiva WR. Un ejemplo de este tipo de estructuras se muestra en la Figura 2, donde se ve la nebulosa anillo asociada a la estrella WR152.
Fig. 2. La cruz indica la posición de la estrella Wolf-Rayet WR 152.
Alrededor de un 25-30% de las 240 estrellas WR galácticas conocidas están asociadas a nebulosas anillo, aunque no todas las nebulosas son tan espectaculares como las de las Figuras 1 y 2. Sus dimensiones son en todos los casos menores que 30 minutos de arco.
Al igual que las estrellas WR, las estrellas O tienen fuertes vientos estelares y un alto flujo de fotones energéticos. Podría esperarse las estrellas O estén rodeadas de nebulosas anillo ópticas. Sin embargo, el porcentaje de nebulosas anillo identificadas alrededor de estrellas O es mucho menor que el correspondiente a estrellas WR, y las primeras no están tan bien definidas morfológicamente como las asociadas a estrellas WR. Estas características puede vincularse al hecho de que las estrellas WR son más evolucionadas, y sus vientos estelares son más intensos que los de las estrellas O. La Fig. 3 muestra la nebulosa óptica asociada a la estrella O LSS 1887, en la región de Carina a una distancia de 3 kpc.
Las nebulosas anillo pueden identificarse también por su emisión en otros rangos del espectro electromagnético. Los electrones libres radían al ser acelerados en el campo coulombiano de los iones (radiación térmica) y esta emisión de baja energía se detecta en el continuo de radio. Para detectar y analizar la distribución de esta emisión deben utilizarse radiotelescopios que provean observaciones con muy buena resolución angular y buena sensibilidad, como el interferómetro de síntesis de apertura Very Large Array (VLA), ubicado en Nuevo México, USA. Este instrumento permite llevar a cabo observaciones con resoluciones angulares menores o del orden del minuto de arco a longitudes de onda = 21 cm.
El panel izquierdo de la Figura 4 muestra la emisión en el continuo de radio en 1465 MHz ( l = 21 cm) de NGC2359, obtenida con el VLA por miembros del Grupo de Estrellas masivas y Medio Interestelar del IAR. La emisión en el continuo de radio coincide en posición con la emisión en el óptico, mostrando la misma estructura de cáscara central y las extensiones hacia el sur, este y oeste. Hay una clara correspondencia morfológica entre las emisiones en el óptico y en el continuo de radio. Los paneles central y derecho de la figura 4 muestran el caso de la nebulosa alrededor de la estrella WR 101, tanto en el óptico como en el continuo de radio. En esta segunda nebulosa la correspondencia entre emisión en el óptico y en radio es también muy buena.
Las observaciones en el continuo de radio permiten determinar la densidad electrónica y la masa de gas ionizado en las nebulosas, siempre que se conozca la distancia por algún otro método. A diferencia del caso de la emisión en el rango óptico, la emisión en ondas de radio a estas frecuencias no se ve afectada por problemas de absorción interestelar, permitiendo ver a través del polvo interestelar.
La temperatura del interior de la burbuja interestelar es de 106 - 107 K. El gas a estas temperaturas emite radiación X blanda, por lo que el interior de las nebulosas anillo debería detectarse en rayos X. Sin embargo, de las cuatro nebulosas anillo típicas observadas por el satélite de rayos X ROSAT, sólo dos fueron detectadas.
La luminosidad en la banda X de estas dos nebulosas es un orden de magnitud menor que la predicha por los modelos teóricos. La distribución de brillo superficial tampoco coincide con las predicciones teóricas, dado que la emisión en rayos X es mayor en el borde de la nebulosa cuando debería ser mayor en el centro.
Los fotones ultravioletas son absorbidos por los granos de polvo interestelar mezclado con el gas ionizado y con el gas neutro, y reemiten la radiación en longitudes de onda correspondientes al infrarrojo lejano, que corresponde a longitudes de onda mayores que 30 µm. Esta radiación puede detectarse, por ejemplo, en las imágenes del satélite IRAS en 60 y 100 µm, a partir de las que puede estimarse la masa de polvo interestelar presente y su temperatura de color. La Fig. 5 muestra la emisión en el infrarrojo en 60 µm correspondiente a la nebulosa asociada con WR 101.
La radiación emitida en estas longitudes de onda coincide en el caso mostrado con la emisión del gas ionizado. Los granitos de polvo interestelar mezclados con el gas ionizado que pueden sobrevivir en el inhóspito medio ionizado tienen medidas relativamente grandes. Los granos más pequeños, como veremos en la segunda parte de este artículo (a publicarse en el próximo número), sólo sobreviven en las densas envolturas de gas neutro que rodean a las burbujas ionizadas.
1 Mo/año = masa solar por año
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Sabemos que no podemos ver el sol directamente con el ojo desnudo pues la radiación que proviene de él es tan intensa que nos daña la vista. Lo mismo ocurre cuando hay un eclipse. La única forma segura de observar al sol es:
El siguiente proyector es muy seguro pues deja pasar una porción muy pequeña de la luz que nos llega del sol, formando una imagen pequeña pero nítida del disco solar. Sirve para observar al sol todos los días, y cuando hay un eclipse parcial. ¡También podés mirar al sol cuando está detrás de los árboles!
Materiales:
Construcción:
Paso 4: Recortar un rectángulo de cartón de aprox. 6 x 10 cm y justo en el centro realizar un agujero pequeño. Tomar el papel aluminio y pegarlo sobre el cartón. Con el alfiler realizar un orificio muuuy pequeño en el centro. Nota: el hacer el orificio más grande no hace que la imagen proyectada sea más grande, sino que provoca la pérdida de foco. Luego, pegar el cartón con el papel aluminio en el frente tapando el cuadrado de 3 x 3 cm. (Fig. 5)
Fig. 5 Paso 5: Ahora vamos a colocar la pantalla donde se proyectará el sol. (Fig.6) Tomar el rectángulo de papel vegetal y fabricarle un marco recortando tiras de cartulina negra de 1,5 cm de ancho y colocándoselas en los bordes de ambos lados. (Fig.7) Este "cuadro" que armamos debe entrar en la caja como se ve en la figura 6. Le hacemos además unas "patitas" y "aletitas" de cartulina para que se pueda agarrar a las paredes pero no quede fijo. (Fig.7)
Nota: la posición de la pantalla dentro de la caja debe determinarse probando. Se observa por el visor al sol (ya hicimos el agujerito en el aluminio) y se prueban distintas distancias de la pantalla hasta lograr enfocar la imagen. En realidad hay una relación entre el diámetro del orificio y la distancia a la pantalla, pero como no conocemos con exactitud el diámetro del alfiler lo hacemos probando.
Nota: para forrar las cajas retire la pantalla. La pantalla se fija luego de que el proyector esté terminado y se haya probado varias veces la distancia de foco.
Paso 7: Tapar las cajas ¡y listo!
Imágenes del experimento: |
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-conicet.gov.ar/divulgacion.htm
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Selección de contenidos y diagramación: Claudia Boeris Nelva Perón Visitas guiadas: Asesoramiento científico: Dirección: Camino Gral. Belgrano Km 40 (Parque Pereyra Iraola) Berazategui - Prov. de Buenos Aires - ARGENTINA Dirección Postal: Casilla de Correo No. 5 1894 -Villa Elisa Prov. de Buenos Aires - ARGENTINA Teléfonos y FAX: Tel: (0221) 482-4903
Tel/Fax: (0221) 425-4909 Correo electrónico |
P: Estimado Sr: Escuchando noticias del Hubble, observé que una de las dudas que plantea la observación del espacio profundo, es que se encuentran galaxias que pudieran tener mas edad que la considerada para el universo, lo que crea dudas en cuanto a la edad del mismo o de las distancias consideradas. Le propongo lea el artículo adjunto que envío y si entra dentro de las posibilidades de una teoría posible, podamos publicarla desde Argentina para toda la comunidad.
Desde ya muchas gracias por su atención. LUCIO ADRIAN MERLO. EL PALOMAR - PCIA DE BS AS - ARGENTINA
R: Estimado Sr. Merlo: Soy Laura Collado, y formo parte del área de divulgación del IAR. He leído su artículo con interés.
Efectivamente, a la hora de calcular las edades de los objetos celestes los astrónomos se encuentran con incongruencias, pero éstas se deben a que los métodos utilizados son altamente estimativos, y las teorías que se usan para hacerlo aún están a prueba. El trabajo de los astrónomos se hace en colaboración entre distintos grupos y líneas investigativas, así los avances se hacen de a poco y recurrentemente, volviendo a calcular magnitudes a medida que se avanza en el conocimiento.
Por ejemplo, en el pasado, al hacer mediciones, se encontró que había estrellas pequeñas cuya edad calculada era mayor que la del universo. En realidad, para calcular la edad de una estrella hay que conocer su tamaño, su luminosidad, la distancia al sol, entre otras cosas, y las técnicas para hacer estas mediciones están en constante perfeccionamiento.
A principios de la década del 90 se calcularon las edades de los cúmulos globulares (agrupaciones de estrellas) y el resultado fue que eran más viejas que el universo, este fue el hecho que provocó las controversias, sin embargo, a fines de esa década se corrigieron errores en las teorías de evolución de estos cúmulos, y resultaron ser muchos más jóvenes.
Por otro lado, la teoría del BigBang, es una teoría que comprende una gran cantidad de fenómenos que aún no han podido ser explicados en forma completa. Muchas teorías, o variaciones de la teoría del BigBang, se desarrollan y se están investigando en este momento por astrónomos, astrofísicos, físicos y otra cantidad de científicos de otras especialidades en todo el mundo, no sólo basándose en observaciones, sino también en experimentos de laboratorio destinados a descubrir el proceso de creación de materia a partir de energía.
El BigBang, por ser un tema tan apasionante e intrigante, también provoca el desarrollo de teorías que no están basadas en conocimiento científico, y que provocan gran confusión.
Atentamente, Laura
Más información:
Wikipedia: Teoría del Big BangBig Bang Cosmology ¿Debemos creer en el Big Bang ...? P: Hola, nos interesaría saber como esta compuesto el material interestelar; y también sobre la formación de asteroides. Gracias. Lucia Casco
R: Las galaxias son grandes sistemas de estrellas, nubes de gas y polvo, materia oscura (y energía oscura) que interactúan gravitacionalmente. Las galaxias también tienen un campo magnético. Se le llama medio interestelar a la materia y energía que se encuentra entre las estrellas.
El material interestelar puede ser primitivo, de la formación de universo (Hidrógeno y Helio), o ser parte de los restos de las estrellas que ya murieron (gas, otros elementos y polvo).
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