El Dr. Arnal nació en la ciudad de Comodoro Rivadavia, provincia de Chubut, y realizó sus estudios de Astronomía en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG) de la Universidad Nacional de La Plata. Obtuvo su título de Licenciado en 1971 y se doctoró en noviembre de 1977.

Actualmente es Investigador Principal de CONICET en la Carrera del Investigador Científico y Tecnológico (CICyT).

 

Sus principales áreas de investigación son la interacción de estrellas de gran masa con el medio interestelar de la Vía Láctea, y la formación inducida de estrellas como consecuencia de la evolución temporal de supercáscaras de hidrógeno neutro. En el campo de la instrumentación radioastronómica, ha contribuido al desarrollo de software para la adquisición automática de datos de un radiómetro y su posterior reducción para uso científico.

Desde setiembre de 1978 ha desarrollado actividades docentes en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la Universidad Nacional de La Plata, donde actualmente es Profesor Titular con dedicación exclusiva (cargo ganado mediante concurso público nacional) en la cátedra Procesos Astrofísicos en el continuo de radio.

Ha sido investigador visitante, por períodos prolongados, en distintos centros de investigación extranjeros en Alemania (Instituto Max Planck de Radioastronomía); Canadá (Dominion Radio Astrophysical Radio Observatory y Universidad de Laval); Estados Unidos (Arecibo Observatory); México (Instituto de Astronomía de la Universidad Autónoma del Distrito Federal de ciudad de México); Países Bajos (Kapteyn Astronomical Institute).

 

Ha sido Director y Vicedirector del IAR durante los períodos 1/11/1997 al 7/12/1999 y 17/9/2004 al 1/2/2008, respectivamente; y nuevamente Director de la misma institución, por concurso público nacional, del 4/2/2008 al 1/6/2013.

Ha sido miembro del Consejo Académico de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, y Coordinador de la Comisión de Investigaciones Científicas de dicho Consejo, en la Universidad Nacional de La Plata; Miembro del Comité Científico del Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO); actuado, en distintos períodos como Miembro Titular, como Coordinador, y como Subcoordinador de la Comisión Asesora de Astronomía de CONICET; Miembro de Comisiones Evaluadores ad-hoc de la Agencia de Promoción Científica y Tecnológica; Miembro de diversas Comisiones del Consejo Superior de la Universidad Nacional de La Plata, entre otras actuaciones.

También desarrolla otras actividades como:

- Miembro del Consejo Directivo del Centro Científico Tecnológico (CCT-La Plata), desde el año 2008 a la fecha.

- Coordinador de la Comisión de Vinculación Tecnológica del Consejo Directivo del CCT-La Plata desde el 1/1/2009 a la fecha.

- Miembro del Comité Ejecutivo, en representación de CONICET, del Convenio de Cooperación suscripto entre la provincia de Salta y CONICET para evaluar Proyectos Astronómicos que deseen desarrollarse en dicha provincia.

- Miembro del Comité Consultor Internacional constituido por la agencia Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP), San Pablo, Brasil, para la evaluación de grandes proyectos astronómicos.

- Miembro del Proyecto Nucleo de Apoio a Pesquisa em RadioAstronomía (NARA), creado por la Universidad de San Pablo, Brasil.

- Miembro Comité Ejecutivo Internacional del proyecto argentino-brasileño Long Latin American Millimeter Array (LLAMA), destinado a la instalación en la Puna Salteña de un radiotelescopio de 12m de diámetro para realizar observaciones en las bandas milimétricas y submilimétricas del espectro electromagnético.

- Representante Titular de CONICET ante el Comité Conjunto para la Convocatoria y Selección de Proyectos Nacionales en el marco del proyecto Deep Space Antenna (DSA-3), de la Agencia Espacial Europea.

- Representante de CONICET en el Comité Científico-Técnico Internacional del Proyecto LLAMA.

- Coordinador Científico del CONICET para el Laboratorio de Geodesia - Proyecto Transportable Integrated Geodetic Observatory (TIGO).

 

Autor de más de 190 artículos en revistas nacionales e internacionales, y 144 conferencias orales y presentaciones murales en Congresos Nacionales e Internacionales. Estas contribuciones han tenido un poco más de 1960 citas. También ha tenido a su cargo el dictado de 52 conferencias de divulgación y la publicación de 7 artículos de la misma índole.

 

Dirigió y codirigió 16 Tesis Doctorales y de Licenciatura; dirigió 18 Becas de Entrenamiento, Doctorales, y Postdoctorales; y tuvo a su cargo la dirección de investigadores.

 

Por medio de la Resolución 2273/13 de fecha 2 de junio de 2013, el CONICET ha seleccionado a los candidatos en condiciones de ser designados como miembros de la Carrera del Personal de Apoyo a la Investigación y Desarrollo, los que se desempeñarán en el IAR.

El personal designado en esta oportunidad es el siguiente:

 

Algunas de las tareas que actualmente realiza son:

- Implementa procedimientos de medición y calibración, bajo normas, de distintos tipos de antenas (lazo, monopolo, dipolo, logo periódicas y parabólicas) en el rango de frecuencias entre 500 kHz y 18 GHz
- Participa también en la investigación y desarrollo de una sonda de campo eléctrico, triaxial, en el rango de frecuencias de 500 kHz a 3 GHz.
- Colabora en el proyecto de un Arreglo de Antenas en banda X.

 

En el IAR está trabajando para el proyecto CTA (Cherenkov Telescope Array) en la construcción de los soportes y motorización para test de espejos.

Además es Co-responsable del taller de mecánica del IAR.

La Dra. Suad continuará realizando sus tareas de investigación con lugar de trabajo en el IAR, usufructuando una Beca Posdoctoral de CONICET, bajo la Dirección y Vice-dirección de los Drs. M. Arnal y S. Cichowolski, respectivamente.

 

La Dra. Suad ahondará sus investigaciones vinculadas con las supercáscaras de hidrógeno neutro en la Vía Láctea, el estudio de las mismas en diferentes frecuencias del espectro electromagnético, contribuir a eventualmente dilucidar los principales mecanismos que puedan haber actuado en la génesis de las mismas, y su eventual rol como agentes disparadores de formación estelar inducida.

 

 

Este año ingresó a la carrera de investigador de CONICET, y trabajará en el IAR bajo la dirección del Dr. Gustavo Romero en la simulación de cascadas de partículas en objetos de interés astrofísico.

 

- Investigations on photon-pair cascades
M. Orellana

 

- Formación estelar inducida por la expansión de regiones HII
Javier Vásquez

 

- Gas, polvo y formación estelar en la burbuja infrarroja de polvo S24
C.E. Cappa, J. Vásquez, V. Firpo, N. Duronea, G.A. Romero y M. Rubio

 

- Segunda parte del catálogo E-BOSS: resultados actuales
C. S. Peri, P. Benaglia, N. L. Isequilla

 

- Confiabilidad de los tests estadísticos usados para el estudio de la variabilidad: aplicación a AGNs
L. Zibecchi, I. Andruchow, S. A. Cellone, G. E. Romero, J. A. Combi

 

- Neutron production in black hole coronae
F.L. Vieyro, G.S. Vila, and G.E. Romero

 

- Evolución del campo magnético y formación de jets en estrellas de neutrones acretantes
F. García, D.N. Aguilera, G.E. Romero

 

- Molecular clouds as reservoir of cosmic rays
M. V. del Valle, G. E. Romero

 

- Proyecto LLAMA: Radioastronomía a longitudes de onda de milímetros y de fracción de milímetros
E. M. Arnal

 

- Cherenkov Telescope Array
C. Medina

 

- Observaciones milimétricas de APEX en el entorno de la fuente 2MASSJ10365763-5844052
M. M. Vazzano, J. Vásquez, C. A. Cappa, G. A. Romero, M. Rubio

 

- Neutrino emission from collapsars
F. L. Vieyro, G. E. Romero, O. L. Peres

 

- Investigación de procesos no térmicos en las cercanías de estrellas de gran masa
S. del Palacio, V. Bosch-Ramon, G.E. Romero

 

- High-energy signatures of binary supermassive black holes
G. S. Vila, D. Pérez, G. E. Romero

 

- Estudio de la emisión de rayos-X del remanente de supernova G332.5-5.6
A.E. Suárez, J.A. Combi, J.F. Albacete Colombo

 

- Intereses astronómicos en la Patagonia norte, zona cordillerana
M. Orellana, L. Báez, I. Meschin

A fin de ese mismo mes se desplazó a Heidelberg, Alemania, donde realizó una ponencia oral en la reunión 4th High Energy Phenomena in Relativistic Outflows (HEPRO IV). Fue Chairman de Sesión y co-organizador del evento, además de miembro del comité científico.

En agosto viajó a Rio de Janeiro, Brasil, para participar del evento "Mitos Cosmogónicos" en el Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF). Realizó una presentación invitada sobre las diferencias entre las cosmovisiones pre-Socráticas y Budistas.

 

Además, del 5 al 16 de Agosto, participó de la Escuela/Conferencia CIMPA13: "New Trends in Applied Harmonic Analysis Sparse Representations, Compressed Sensing and Multifractal Analysis", realizada en la ciudad de Mar del Plata, Argentina, donde presentó el siguiente trabajo: "Reconstruction of Multiway Arrays from Incomplete Information Using the Tucker Tensor Decomposition", C. Caiafa

 

 

Posteriormente presentó el mismo trabajo en forma de poster en la "33rd International Cosmic Ray Conference (ICRC2013)" que se realizó del 2 al 9 de Julio en la ciudad de Rio de Janeiro, Brasil.

Existe vasta y variada evidencia de que nuevas generaciones de estrellas se han formado en el pasado, y se están formando en la actualidad, en distintas partes de la Vía Láctea. El entendimiento de los procesos involucrados en la formación estelar es de suma importancia en la ciencia astronómica, ya que entender los mismos es clave para promover el progreso en otras áreas de la investigación astrofísica, que abarcan desde campos tan dispares como la evolución estelar, los procesos que determinan las condiciones físicas del medio interestelar¹, y la formación de sistemas planetarios.

 

También existe evidencia de que la formación de estrellas tiene lugar en el interior de regiones de la Vía Láctea en las que se encuentran concentradas grandes cantidades de moléculas, átomos y partículas de polvo. Estas regiones, conocidas genéricamente con el nombre de nubes moleculares pues estos constituyentes (las moléculas) son los que más abundan, son generalmente muy opacas a la radiación que puede ser detectada por nuestros ojos. En términos generales, la radiación (o el rango de frecuencias) a la que nuestros ojos son sensibles define lo que se conoce bajo el nombre de ventana óptica del espectro electromagnético. La alta opacidad de las nubes moleculares en la ventana óptica, implica que el astrónomo que usa las técnicas de observación tradicionales, solo pueda tener acceso (¡figurativamente hablando!) a las capas superficiales de las mismas, pero le es imposible penetrar en su interior. Por lo tanto, si no puede "ver" el interior de las nubes moleculares, que es donde se forman las estrellas, las técnicas de observación de la astronomía óptica son de poca ayuda para dilucidar los procesos involucrados en la formación de nuevas generaciones de estrellas. Por esta limitación, para avanzar en el conocimiento de los mecanismos que desembocan en la formación de estrellas, en necesario disponer de instrumentos de observación que pueden trabajar en zonas del espectro electromagnético que permita obtener información de las condiciones físicas imperantes en el interior de las nubes moleculares. Con este fin, se han construido instrumentos que pueden efectuar observaciones de las nubes moleculares en el infrarrojo cercano, medio y lejano, y en las bandas centimétrica, milimétrica y sub-milimétrica del espectro electromagnético. A estas longitudes de onda, las nubes moleculares son "casi transparentes".

 

Dentro del campo de investigación de la formación estelar, existe una amplia variedad de problemáticas que necesitan ser investigadas a los fines de intentar arrojar alguna luz sobre los mecanismos que originan, y eventualmente controlan, la formación de nuevas generaciones de estrellas. La variedad de problemáticas a la que se hace mención puede resumirse en una serie de preguntas, tales como:

Como podrá apreciarse por parte del lector, las preguntas son de sentido común. Aunque parezca mentira, las respuestas a la mayoría de ellas no son conocidas con suficiente seguridad.

 

En el marco de las preguntas formuladas con anterioridad, en este artículo nos restringiremos a intentar dar al lector una idea de las respuestas que podrían darse a la pregunta d). La formación estelar que pudiese originarse como consecuencia de la acción de estos "procesos disparadores" se conoce bajo el nombre de "formación estelar inducida". En este contexto es válido preguntarse si el "proceso disparador" al que se hace referencia, es sólo requerido para iniciar los procesos que conducen a la formación de estrellas de alta masa, o si es requerido en un contexto tal que, por ejemplo, pudiese generar en algún sector de una nube molecular las condiciones para formar estrellas de distinta masa (alta y/o baja) por un proceso gradual, como sería el proceso de formación espontánea.

 

En el contexto de una formación estelar "disparada" pueden distinguirse diversas opciones, tales como:

 

1) Formación estelar como consecuencia de la presencia de turbulencia supersónica en el medio interestelar originada por colisiones al azar del gas presente en el medio interestelar. Estas colisiones podrían generar la formación transitoria de regiones de alta densidad. Estas últimas, bajo las condiciones apropiadas, podrían colapsar y formar nuevas estrellas. Esta posibilidad fue originalmente propuesta por B. Elmegreen (el lector interesado en ahondar en este mecanismo, ver The Astrophysical Journal, volumen 232, página 729, 1979).

 

2) Formación estelar inducida, a escala galáctica, por la interacción de una nube molecular "normal" existente en el medio interestelar, con las ondas de choque originadas en vientos estelares de estrellas tempranas, frentes de ionización, remanentes de supernova, ondas de densidad galácticas, colisión con otra nube molecular. Esta posibilidad fue originalmente propuesta por B. Elmegreen & C. Lada (The Astrophysical Journal, volumen 214, página 725, 1977).

 

3) Formación estelar originada en la fragmentación del material que constituye las estructuras en expansión originadas por los vientos estelares, frentes de ionización o remanentes de supernova. Estos efectos pueden ser originados en estrellas individuales o en conglomerados (cúmulos abiertos, asociaciones OB) de las mismas. (Whitworth et al. 1994, MNRAS, 268, 291, Elmegreen et al. 1977, ApJ 214, 725).

 

Uno de los proyectos de investigación en los que se encuentra involucrado el autor, se encuentra orientado hacia investigar la última opción.

 

A esta altura el lector podrá estar preguntándose, qué demonios son "las estructuras en expansión" que se mencionan. Antes de continuar, y en aras de hacer la lectura de este artículo lo más clara posible, explicaré brevemente, y en los términos más sencillos posibles, que se quiere decir.

 

Es conocido en Física, que cuando un material se mueve en un medio dado con una velocidad superior a la velocidad del sonido en ese medio, se produce en este último lo que se conoce con el nombre de una onda de choque. A su vez, es una característica de estas ondas que "barran" el material del medio en el que mueven. A modo de ejemplo simple, imaginémonos que tenemos una estrella de gran masa que llega al final de su vida. Los modelos teóricos predicen que en tal situación se desencadenaran una serie de procesos en el interior de la estrella que terminaran con una enorme explosión (conocida como explosión de supernova) de la misma. En esta explosión, gran parte de la materia que compone la estrella es expulsada al medio interestelar que rodea a la estrella que explota, con una velocidad de varios miles de kilómetros por segundo. Como la velocidad del sonido en el medio interestelar es del orden de 1 km/seg, este material que se desplaza a velocidades tan elevadas da origen a una onda de choque que se propaga en el medio interestelar. Esta onda, "barre" (¡como si fuese una enorme escoba cósmica!) todo el material ubicado en las cercanías de la estrella y lo apila en una capa de materia. Si suponemos que la explosión es isotrópica y que el medio interestelar es homogéneo y no posee campos magnéticos (¡ciertamente una gran simplificación!), la onda de choque será esférica y el material barrido por la misma podría asemejarse a la cáscara de una hipotética naranja cósmica, con la salvedad que el interior de la naranja se encontraría vacio (¡sería una especie de naranja hueca!) pues el material de su interior habría sido barrido por la onda de choque. Esta materia "barrida" por la onda de choque se mueve a velocidades muy elevadas al principio, pero a medida que pasa el tiempo, su velocidad va disminuyendo. La cantidad de materia que forma parte de la cáscara se incrementa con el paso del tiempo. Algo similar, aunque con sus particularidades, podría suceder en el medio interestelar en los alrededores de una estrella de gran masa relativamente joven. En este caso, la intensa radiación emitida por la estrella y los fuertes vientos estelares que las mismas poseen, serían los agentes que originarían la onda de choque. En el caso de tener muchos objetos de alta masa localizados en un volumen pequeño del espacio, estos efectos se magnifican y el tamaño de la hipotética naranja puede alcanzar dimensiones gigantescas, con diámetros de centenares de parsecs⁸. Estas estructuras gigantescas reciben el nombre de supercáscaras, y son observadas por los astrónomos principalmente en la radiación emitida por el átomo de hodrógeno en una longitud de onda cercana a los 21 cm. En estas estructuras, la cantidad de materia presente en la cáscara barrida por la onda de choque suele ser de centenares de miles o millones de veces la masa de nuestro Sol (¡cuya masa es de 2x10³³ gramos, o en términos "entendibles" un números 2 seguido de treinta y tres ceros!).

 

A lo largo de la evolución temporal de las supercáscaras, las mismas podrían "chocar" con una nube molecular existente en el medio interestelar. Como consecuencia de tal colisión cósmica, en la zona donde la nube molecular es impactada por la onda de choque externa, podrían generarse las condiciones apropiadas para nazcan nuevas estrellas. Otra posibilidad es que a lo largo de su evolución, el material acumulado en las supercáscaras sufra ciertos procesos físicos que den lugar a la fragmentación del mismo. En esos fragmentos podrían formarse nuevas estrellas.

 

De lo mencionado, puede deducirse que las supercáscaras a lo largo de su evolución podrían dar lugar, por un mecanismo u otro, a la formación de nuevas generaciones de estrellas.

 

Lamentablemente, aunque factible, se desconoce (¡pues existen muy pocos casos constatados!) cuán importante puede ser este mecanismo, en comparación con otras alternativas propuestas, como "fábrica" de nuevas estrellas. Por lo tanto, puede aseverarse que la formación estelar posiblemente originada en la evolución temporal de supercáscaras de HI, es un fenómeno que no ha sido investigado en forma sistemática hasta el presente.

 

Teniendo en cuenta lo mencionado en los párrafos anteriores, hace algunos años se ha iniciado en el IAR un proyecto de investigación cuyo objetivo científico es tratar de establecer la eventual importancia de este proceso. Para lograr este objetivo, se ha procedido a estudiar en detalle, haciendo uso de diversas técnicas de observación y bases de datos existentes en distintas longitudes de onda, varios objetos candidatos a ser supercáscaras de HI.

 

Uno de los objetos estudiados es la supercáscara denominada GS263-02+45. En dicha denominación se encuentra codificada información acerca de su posición en la Vía Láctea, y de la velocidad de acercamiento o alejamiento con la que se mueve. La posición se encuentra dada en el sistema de coordenadas galácticas⁹. Las siglas GS provienen del inglés "Giant Shell" (cáscara Gigante), 263 indica la longitud galáctica aproximada del centro de la estructura, -02 indica su latitud galáctica, y +45 indica su velocidad a lo largo de la línea que une al Sol con la ubicación del objeto. En este caso el objeto se aleja de nosotros a unos 45 km/seg (¡unos 18.000 km/h!). Esta estructura posee un diámetro angular en el cielo del orden de 8º (16 veces el tamaño de la Luna Llena).

 

 

GS263-02+45, que se encuentra ubicada en la parte externa de la galaxia, posee un diámetro del orden de 650 pc (unos 4,5 millones de veces más grande que el sistema planetario del Sol), y en la concentración de material que define sus paredes se encuentra un conglomerado joven de estrellas de gran masa denominado Bochum 7. Este objeto estelar fue estudiado por Corti, Bosch & Niémela en el año 2007 (el trabajo completo puede verse en la revista Astronomy & Astrophysics, volumen 467, página 137). En la Figura 1 puede verse una representación de la intensidad de la radiación de HI en una longitud de onda de 21 cm, emitida por el objeto GS263-02+45. La representación se efectúa en una escala de grises, en la que las zonas más oscuras representan mayor intensidad de emisión (mayor cantidad de material) y las líneas de contorno blancas que se encuentran dibujadas, representan líneas de igual intensidad de emisión del átomo de hidrógeno. La zona abarcada por GS263-02+45 se encuentra indicada por la circunferencia de línea continua. Nótese que el hidrógeno neutro asociado a la supercáscara (indicado en la figura por una circunferencias de trazos continuos) se encuentra confinado a una cáscara que dista de ser uniforme (existen como "grumos"), lo que podría interpretarse como evidencia de que el proceso de fragmentación se ha iniciado en la cáscara. En la zona central de GS263-02+45 predominan los tonos de gris claro, indicando que la cantidad de material en esa región es menor, tal como es predicho por la teoría. El punto blanco grueso indica la ubicación de Bochum 7, que se encuentra dentro de la zona de la cáscara de material, pero en una region de mucha menor emisión de HI. Dicha disminución podría ser consecuencia de la radiación de las estrellas de Bochum 7 sobre el medio circundante. Los rectángulos rayados marcan las regiones que fueron usadas para eliminar (en la medida de lo posible) emisión del átomo de HI que no se encontraba asociada físicamente a GS263-02+45. En el máximo de emisión de HI ubicado ligeramente al sur de Bochum 7, un satélite (denominado IRAS del inglés InfaRed Astronomical Satellite) que observó el Universo a longitudes de onda infrarrojas, detectó una fuente intensa. La misma se denomina IRAS0842-46. El análisis en la información suministrada por ese satélite en diversas bandas de frecuencias, parecería indicar que la fuente IRAS es un objeto estelar joven, o en formación. De ser esta interpretación correcta, la misma podría representar la punta del "iceberg" de una generación de estrellas más jóvenes que Bochum 7. Por lo expresado, en la zona de GS263-02+45 existirían al menos dos generaciones de estrellas que podrían encontrarse genéticamente vinculadas. O sea, al menos en esta supercáscara de HI parecería que hemos encontrado evidencia de formación estelar inducida.

 

Lo que no podemos saber con la información disponible, es si Bochum 7 fue formado como consecuencia de la interacción de la supercáscara GS263-02+45 con una nube molecular existente en el medio interestelar, o si por el contrario, Bochum 7 fue formado como consecuencia de la fragmentación de la supercáscara.

 

Con posteridad, se efectuaron observaciones en la zona de la fuente IRAS para detectar la posible presencia de una nube molecular que albergara a esta fuente. Recuérdese que al inicio de este artículo se ha mencionado que las estrellas nacen en nubes moleculares. Del análisis de esas observaciones, se ha encontrado una pequeña nube molecular en la que se encontraría localizada la fuente infrarroja IRAS0842-46. Estas observaciones permiten confirmar que al menos en el caso de la supercáscara GS263-02+45, el proceso de formación estelar inducida ha dado sus frutos. Este estudio particular muestra que la asociación estelar Bochum 7 se ha formado en el material de la supercáscara GS263-02+45, y que a su vez las estrellas de Bochum 7 al interaccionar por medio de su campo de radiación y de sus vientos estelares con una nube molecular cercana, han dado origen a una nueva generación de estrellas. De esta última IRAS0842-46 sería su miembro más conspicuo. En la Figura 2 se muestra, en una representación de colores, la distribución espacial de la emisión de la molécula de ¹²CO. La emisión más intensa se encuentra indicada por colores rojos y la más débil por colores azules. Superpuesta sobre los colores pueden apreciarse diferentes líneas de contorno que encierran regiones de diferente intensidad de la emisión de la molécula. Las dimensiones de la nube se encuentran dadas por la primera línea de contornos. Lo que se muestra en dicha figura es la nube molecular a la que se encuentra vinculada la fuente IRAS0842-46. La misma se encuentra ubicada en la parte más intensa (mayor color rojo) de la nube molecular.

 

 

Además Del Dr. Arnal participan de éste proyecto de investigación los Dres. César Caiafa, Silvina Cichowolsky, Mariela Corti, Serge Pineault, Laura Suad y Juan Carlos Testori.

 

El Dr. E. Marcelo Arnal es Investigador Principal de CONICET. Desde el año 2007 es Director del Instituto Argentino de Radioastronomía. Es autor de más de 190 artículos en revistas nacionales e internacionales, y 144 conferencias orales y presentaciones murales en Congresos Nacionales e Internacionales. Estas contribuciones han tenido un poco más de 1960 citas. También ha tenido a su cargo el dictado de 52 conferencias de divulgación y la publicación de 7 artículos de la misma índole. Dirigió y codirigió 16 Tesis Doctorales y de Licenciatura; dirigió 18 Becas de Entrenamiento, Doctorales, y Postdoctorales; y tuvo a su cargo la dirección de investigadores.

 

 

Cuando abrimos un libro de Astronomía, que se refiera, por ejemplo, al Sistema Solar. ¿Hasta donde llegamos a entender esos números seguidos de tantos ceros?. Al leer estas cifras, difícilmente nos daremos cuenta de que tan grande es Júpiter o que tan lejos esta la Tierra del Sol. Aquellos que nos quieren hacer creer que la astronomía es complicada, suelen mencionar lo grande de sus números y lo desproporcionados que son respecto a nuestras escalas cotidianas.

 

Para llegar a dimensionar las distancias y diámetros de los cuerpos que nos acompañan en el Sistema Solar, reduciremos sus cifras a otras que sean más accesibles y así, fácilmente, las relacionaremos con cosas que manejamos todos los días. Por eso vamos a tomar una sola escala, es decir, vamos a dividir el tamaño de los planetas por el mismo numero que lo haremos con su distancia al astro rey. Así pues, nos quedara un Sistema Solar capaz de caber dentro de una ciudad, te propongo que tomes un mapa de la tuya y recorras conmigo nuestros vecinos más cercanos en el Universo.

 

En el centro el Sol, de casi 2 metros de diámetro, lo ubicaremos en una esquina importante de la ciudad y desde allí comenzaremos un viaje por el Sistema Solar donde tal vez este tu casa.

 

A unos 80 metros de nuestro punto de partida se encuentra Mercurio, una pequeña pelotita de 0,66 cm; totalmente dominada por ese enorme globo gaseoso que es el Sol y que por ahora tenemos muy cerca.

 

Nuestro siguiente encuentro será con Venus, estamos a 146 metros de nuestra estrella (muy poco menos que una cuadra y media), y quien en realidad es un bellísimo disco cubierto de nubes se nos presenta en nuestra escala como un insignificante cuerpo de apenas 1,70 centímetros.

 

Atención! Si tu casa se encuentra a dos cuadras de donde colocaste a nuestro Sol, estas sobre el lugar que ocupa la mismísima Tierra, nuestra casa. Pero no te desilusiones si te digo que esta solo tiene 1,72 centímetros de diámetro (un diámetro 110 veces más chico que el del Sol). ¿Y la Luna? ; una esfera de 0,46 cm; girando alrededor de la Tierra a una distancia de medio metro. Después de todo esto si te sirve de consuelo (ya se que no yo lo he intentado más de una vez) pensá que todos tus problemas transcurren en un lugar casi microscópico del Universo.

 

Y ahora si, la ansiada visita a Marte, el planeta rojo, que vos podrás hacer esta misma tarde llegándote a 309 metros de tu Sol, claro que lo único que vas a encontrar es una bolita de 0,90 centímetros, acompañada de sus dos lunas Fobos y Deimos, a esas no las vas a ver porque en esta escala son demasiado chiquitas pero se encontrarán a 0,90 y 3 centímetros respectivamente de Marte.

 

Hemos recorrido el llamado Sistema Solar Interior, poblado por planetas que se nos parecen bastante, están formados por rocas y son chiquitos. No nos costo mucho viajar por esta región, vimos que están relativamente cerca unos de otros y al menos en nuestra escala pudimos hacer este viaje caminando. Ahora tendremos que caminar con cuidado de no pisar ningún asteroide de los que se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter para llegar precisamente a este ultimo, un gigante de 20 cm; de diámetro (11 veces el de la Tierra) y gira alrededor del Sol a una distancia de 778.000.000 km.; perdón creo que a esta altura ya no nos gustan los números de tantas cifras, sigamos con nuestra escala y Júpiter se encontrara a 1.055 metros o si lo preferís a diez cuadras y media del Sol.

 

Júpiter tiene muchos satélites naturales o lunas de las cuales las cuatro más grandes pueden verse con un par de binoculares desde la Tierra. En nuestra escala se encuentra de Júpiter a una distancia de 60 cm; (Io), 95 cm; (Europa), un metro y medio Ganimedes y a 2,65 metros Calisto. Para llegar a la luna más distante de todas deberíamos alejarnos 32 metros de Júpiter.

 

En el Sistema Solar Exterior las distancias se hacen cada vez mas grandes, y para ver a Saturno (una esfera de 16,3 centímetros de diámetro) tenemos que alejarnos veinte cuadras del Sol. Claro que para ver el mas externo de los anillos nos moveremos 65 cm; (compáralo con la distancia de la Luna a la Tierra y no te asustes), equivale a decir 38 Tierras una al lado de la otra.

 

Siguiendo con esta forma tan rápida y llevadera de viajar por el Sistema Solar, que cualquier escritor de ciencia ficción nos envidiaría, llegamos a Urano, otro globo gaseoso esta vez de 7 cm; de diámetro a 39 cuadras del Sol.

 

Para llegar a Neptuno te recomiendo que te agarres la "bici" porque tendrás que hacerte unas veintiún cuadras más, este se encuentra a unas 60 cuadras de esa esfera de 2 metros que simboliza nuestra estrella más cercana y que desde aquí está muy lejos de parecerse a ese disco imponente que estamos acostumbrados a ver desde la Tierra. A Neptuno debes darle un diámetro de 6,60 cm. Es el último de los planetas del Sistema Solar, como los últimos tres, es gigante, gaseoso, frío y con anillos (aunque hallamos mencionado nada más que los de Saturno) y con gran cantidad de lunas.

 

Por último visitaremos a Plutón, ya no lo consideramos un planeta desde que, en 2006, la Unión Astronómica Internacional volvió a definir lo que es uno y esta roca muy alejada del Sol y rodeada de otras similares quedó como un objeto más del Cinturón de Kuiper, una zoza, como un segundo cinturón de asteroides, que va hasta unas 250 cuadras de aquel Sol central. ¿Y ahí se termina el Sistema Solar? En realidad no. La nube de Oört, de donde vienen la mayoría de los cometas, estaría en esta misma escala tan cómoda para visitar a los planetas a 40.000 kilómetros, es decir: ¡Lo mismo que darle una vuelta a nuestro planeta!

 

Espero te haya quedado una idea un poco más clara de cual es el lugar que ocupamos en el Sistema Solar; pero quédate tranquilo que la Tierra de verdad es bastante grande y todavía hay lugar para todos.

 

Autor: Sebastián Musso -- email: sebastian_musso@yahoo.com.ar

 

 

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.

En esta sección encontrará artículos publicados en diversos medios acerca de las distintos actividades del IAR y su gente.

 

- Puna salteña, un nuevo polo astronómico internacional - Diario Perfil (27-07-2013)   

- En la Argentina se buscan señales desde 1986 - Diario Clarín (15-07-2013)