January 22nd, 2011

Los autores ofrecen lo que denominan como los cimientos analíticos y observacionales de la cosmología moderna. El libro constituye una introducción para estudiantes de Físicas o de máster avanzado en Astrofísica, con un nivel matemático que abarque los fundamentos de cálculo, vectores y ecuaciones diferenciales. Incluye ejercicios que motivan el aprendizaje participativo del alumno.

 

cosmology, foundations and frontiers

 

Se tratan temas como la expansión cosmológica, el fondo de microondas, la materia y energía oscuras, agujeros negros, cosmologías newtoniana y relativista, ondas gravitacionales, nucleosístesis de la Gran Explosión, formación de grandes estructuras, efecto Sunyaev-Zeldovich, el bosque Lyman-alfa, entropía cósmica, etc.

Gene G. Byrd, Arthur D. Chernin y Mauri J. Valtonen
Cosmology: Foundations and Frontiers 2007.
488 páginas. 29.90 EUR
ISBN 978-5-484-01029-5

Enlaces

Web de la editorial URSS Con información adicional.

Publicado en Libros, Libros no traducidos al castellano | Comments Off on Cosmology: Foundations and Frontiers
March 8th, 2009

Núria Marcelino, por Gema HebreroNacida en Benicarló (Castellón) en 1978 y licenciada en Ciencias Físicas, especialidad en Astrofísica, por la Universidad Complutense. Doctora en Astrofísica por la Universidad de Granada, saltó a los titulares de la revista Nature en 2007 por haber localizado por primera vez en la historia, mediante radioastronomía, la molécula orgánica más saturada descubierta hasta el momento, a algo más de 300 años luz de distancia.

Entrevista realizada en Madrid por:
Jorge A. Vázquez y Gema Hebrero (astrofísica UCM)
Preguntas planteadas a lo largo de 2008 por:
Rafael Caballero, Agrupación Astronómica Complutense .
Lourdes L. Cauich, AstroSETI (México).
Vicente Díaz, El Cielo del Mes y AstroSETI (España).
Jorge A. Vázquez, Educa Ciencia , AstroSETI (España) y Agrupación Astronómica Complutense .
Entrevista publicada también en:
AstroSETI
Agrupación Astronómica Complutense (en breve)

¿Cómo es exactamente el compuesto que se ha detectado, el propileno? ¿Por qué es tan importante este hallazgo como para aparecer en la revista Nature?

Es una molécula con tres átomos de carbono. Lo que tiene de interesante es que está casi saturada. Hay muchas moléculas insaturadas y esta es la más saturada descubierta con radioastronomía. Es decir, que tiene una relación muy grande de hidrógenos con respecto al número de carbonos.

El propileno
La molécula del propileno (Wikipedia)

Y bueno… las referencias son al artículo sobre el propileno que fue publicado en el Astrophysical Journal, que obtuvo después la reseña en Nature.

¿Qué relación tiene con tu tesis doctoral, “Estudio de la Química en Nubes Oscuras”?

En la tesis doctoral hice un barrido espectral en cuatro nubes frías, pre- y proto-estelares, que se encuentran en distintas fases hacia la formación de una estrella poco masiva, de tipo solar. Hice barridos de lo que se llama “pre-stellar cores”, cubriendo el rango espectral entre los 86GHz y los 93 GHz (longitud de onda de unos 3 mm).

¿Fue una búsqueda adrede, había indicios de que pudiera encontrarse algo así, o ha sido fruto de la casualidad?

Fue por casualidad. De hecho nunca se había considerado.

¿Qué hace un compuesto orgánico complejo en mitad de una nube fría? ¿Se ha originado en la propia nube?

Sí, pero no sabemos cómo aún. Hay muchas moléculas en las nubes frías. También hay iones moleculares. No se logra explicar la formación del propileno en fase gaseosa. Al haberse detectado en una nube tan fría es mucho más difícil explicarlo. En los granos de polvo sería más fácil su formación. El problema es cómo se podría haber separado del grano, si es que se formó ahí.

Las moléculas que pueden ser más complejas se encuentran en los medios más cálidos, en las nubes donde ya se están formando estrellas, porque calientan el medio. Al calentar el grano [polvo] las moléculas se separan y acaban en una gas más caliente (>100 K), ya que se pueden producir otras reacciones que no se pueden dar en las nubes frías. Y por ahora el propileno no se ha detectado en nubes calientes, por ejemplo en la zona de Orión. En resumen, que sabemos muy poco.

¿Cuál es la importancia de estas nubes en sí? ¿Pueden dar lugar a estrellas?

Ahí se van formando las estrellas de tipo solar.

¿Cómo se forman y evolucionan estas nubes?

Dentro de las nubes gigantes se van formando condensaciones más pequeñas, y después, por acción gravitacional se van formando las estrellas. Yo he estudiado nubes que van a dar lugar a estrellas poco masivas por medio de condensaciones más pequeñas.

¿Está resultando su composición la que se esperaba después de estudiar los cometas del Sistema Solar?

Hay un artículo muy bueno de la astrónoma Ewine F. van Dishoeck (Organic Matter in Space: an Overview) que te recomiendo que te leas (risas).

¡Oh! ¡Pero si nos lo has traído impreso!

(Más risas) Bueno, ahí se dice que entre el hielo de agua de los cometas se han encontrado, en pequeña proporción, compuestos orgánicos varios. El problema es que no se sabe si estas moléculas han estado ahí desde la formación de los cometas hace más de 4.000 millones de años, o si son un producto de la “erosión” debida a los rayos cósmicos. De todas formas, la sonda Deep Impact, que perforó el cometa Tempel 1, se diseñó justo para estudiar el interior de ese cometa, y sí que se encontraron varias moléculas orgánicas. En realidad todo esto permanece en estudio.

¿Puede ser la naturaleza más eficiente creando moléculas complejas de lo que se pensaba?

No lo sé, quizá sea mucho decir. Esta molécula sólo se ha detectado en una de las cuatro nubes. En verdad no sabemos nada. Hay modelos químicos que juegan con muchas variables y hay muchas veces que por la abundancia original de carbono u otros elementos la química va a ser también diferente. Esto depende de tantas variables… y hay muchas veces que la abundancia original de carbono u otros elementos… o toda la química, va a ser también diferente. Esto depende de tantas cosas que no está clara la relación entre la edad de la nube, la [composición] química y la dinámica.

¿Cuán difícil nos es actualmente detectar este tipo de compuestos para nuestra tecnología?

Tengo la imagen del espectro en el ordenador y un programa para trabajar con espectros, que me da la frecuencia de la línea que me interese. Voy a catálogos públicos en Internet y comparo.

¿Cuánto tiempo te llevó realizar el descubrimiento?

No es un proceso continuado, porque depende de la asignación de tiempos, que puede llevar intervalos de no observación de muchos meses. El propileno lo descubrí en 2007, siendo quizá esa observación de 2004 (la nube la observé desde 2002 hasta 2006, aproximadamente).

¿Hubo alguna parte de trabajo “manual”, la parte más “romántica” quizá?

Yo había visto que había una línea que parecía real (a veces puede haber artefactos o ruido) pero que no sabíamos lo que era. Hay todavía muchas líneas que no sabemos lo que son y cada cierto tiempo las revisamos. Esa línea, que no se encontraba en los catálogos habituales, se identificó gracias al catálogo del profesor José Cernicharo, que va incluyendo líneas nuevas poco a poco, y hasta que no estuvo en este catálogo, no la logramos identificar.

línea espectral del propileno
Espectro observado entre 85,9 y 87 GHz. Marcada en rojo, la línea del propileno (cortesía de Núria Marcelino).

Los aficionados nos imaginamos a Clyde Tombaugh, descubridor de Plutón, encorvado, comparando placas en busca de nuevos descubrimientos…

Ahora es todo diferente y, aunque hay trabajo manual, es todo de ordenador. Las líneas de esta molécula vienen en dobletes, lo cual también nos ayudó a identificarla. En el “survey” encontramos otras líneas a nivel de ruido (no eran muy intensas) y esas las reobservamos, y observamos otras dos transiciones para verificar concretamente qué era eso.

Nuria Marcelino
Núria Marcelino en un momento de la entrevista (Foto: Gema Hebrero)

¿Con la tecnología actual seríamos capaces de detectar esto mismo en un exoplaneta?

Como la resolución depende del diámetro y la frecuencia, ahora mismo es muy difícil discriminar entre una estrella y un posible planeta que estuviera cerca de ella. Para poder medir depende de lo lejos que esté ese exoplaneta. Necesitamos mejorar mucho la resolución.

¿Cuánto piensas que nos puede quedar para alcanzar esta potencia de detección?

Con un interferómetro se podría. Con ALMA se va a tener la oportunidad de medir en los discos protoplanetarios. Va a ser espectacular la cantidad de datos que va a generar.

¿Puedes hablarnos un poco sobre el IRAM y sobre su relación con ALMA?

Hice mi tesis en el IRAM, en la antena de Granada. El IRAM es un consorcio que depende de los institutos Max Planck (Alemania), del CNRS (Francia) y del Instituto Geográfico Nacional (España). Acerca de la relación con ALMA, el IRAM construye alguno de los receptores, igual que hacen otros países o instituciones participantes.

¿Cuándo se espera realmente que ALMA entre en funcionamiento pleno?

Ya hay varias antenas en construcción. Quizá en dos o tres años se pueda observar con unas pocas antenas y a principios de la década de 2010 ya se pueda hacer ciencia, aunque no con todas las antenas.

¿Cómo es un día típico de una astrofísica?

Trabajo de oficina con los datos que tenga en ese momento… leyendo muchos artículos… de vez en cuando yendo a observaciones… El trabajo, en todos los sentidos, es delante de la pantalla de un ordenador, también cuando estás observando.

¿De los observatorios que has visitado, cuál te ha impresionado más, o a cuál le tienes más cariño, si es que se puede decir algo así?

Sólo he observado con el 30 metros de Sierra Nevada, en Granada, y con la antena de 100 metros perteneciente al Instituto Max Planck, en Effelsberg cerca de Bonn, en Alemania. ¿Al que más cariño le tengo? Al 30 metros porque ahí estuve haciendo mi tesis y he pasado allí mucho tiempo. Iba una semana al mes. Pero también me impresionó mucho la antena de Effelsberg, por su tamaño, y ver cómo se mueve. De hecho, para moverse en azimut lo hace sobre unos raíles en los que está plantada. También es muy bonito el eje de elevación. Pero del 30 metros conozco la antena y conozco a la gente y por eso me gusta volver.

¿Cómo es el camino de los jóvenes astrofísicos en España y cómo crees que son capaces de solventar las dificultades económicas, las condiciones laborales tan precarias con las que se suele empezar?

Difícilmente, porque los comienzos sueles ser bastante duros. Muchas veces empiezas trabajando gratis. Otras veces te quedas sin beca. Somos mano de obra barata para reducir datos, y el problema es que está así estipulado, se ha impuesto de esa manera. Pero estás trabajando, y si estás viviendo fuera tienes que pagarte piso. Tienen que cambiar las cosas desde el Ministerio, que es de donde salen los contratos.

¿De dónde sacas las fuerzas para viajar tanto, para pasar largas noches en soledad?

A veces no sé de dónde las saco. Si estás es porque te gusta realmente, si no, con lo duro que es el trabajo y lo malas que son las condiciones, necesitas mucha dedicación, y a veces sacrificar muchas cosas, cuando te tienes que ir de España. Es muy duro. Exige mucha dedicación.

¿Qué le aconsejarías a cualquier joven que quiera dedicarse a la radioastronomia?

La verdad es que la Astronomía en España está muy bien ahora. No es como hace unos años. El IAC, el IAA también es grande… y respecto a radio, que es lo que conozco, también estamos creciendo mucho. Lo que pasa es que, claro, hay pocas plazas, aunque también es cierto que cada vez hay menos estudiantes en las universidades. Es una carrera continua. Desde que te preparas para la tesis, cuando la escribes… para conseguir contratos dependes de tu currículum, de las conferencias en las que has participado… pero básicamente dependes de los artículos que escribas. Plazas quizás hay pocas, y tienes que competir con gente para conseguir una. Exige mucho trabajo y dedicación, básicamente. Y estar dispuesto a moverte por diferentes institutos de España y de otros países.

Artículos referenciados:

Estudio de la Química en Nubes Oscuras , por Núria Marcelino Lluch
Organic Matter in Space , an Overview, por Ewine F. van Dishoeck

Otros artículos:

Clouds, Clumps, Cores & Comets – A Cosmic Chemical Connection , por S. B. Charnley y S. D. Rodgers
Interstellar Reservoirs of Cometary Matter , por S. B. Charnely y S. D. Rodgers (de pago)

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December 24th, 2008

Los astrónomos profesionales piden ayuda a los aficionados una vez más. Esta vez, para localizar ecos de supernovas que se apagaron hace cientos o miles de años y así poderlas estudiar ahora. Mediante los equipos de que disponen hoy en día muchos astrofotógrafos, esto es posible.

Reproducimos un pequeño resumen del artículo explicativo de Doug Wells complementado por otras informaciones relacionadas.

Fuente: How to Hunt for Supernova Fossils in the Milky Way, por Doug Wells, Sky and Telescope, junio de 2008 y otras fuentes diversas.

La teoría

A pesar de que nuestra galaxia está repleta de restos de explosiones de supernova, sólo han sido registradas directamente 5 supernovas galácticas (véase la tabla inferior) y todas hace más de 400 años. Todo lo que sabemos de las supernovas de nuestra galaxia que han sido visibles a simple vista procede de las descripciones de los registros históricos. Podríamos aprender mucho más sobre ellas si pudiéramos medir sus curvas de luz (siguiendo las subidas y bajadas de su brillo) y examinar sus espectros, que son reflejados por las nebulosas al igual que la Luna refleja el espectro del Sol. En la tabla adjunta se reproducen los datos de las supernovas históricas de nuestra galaxia. El estallido que originó la fuente Cas A ocurrió probablemente a finales del siglo XVII.

Se estima que se producen, aproximadamente, dos supernovas en nuestra galaxia cada siglo, de modo que en los últimos 400 años se han debido de producir unos 8 estallidos que habrán quedado, probablemente, ocultos por el velo de gas y polvo que constituye nuestra propia Vía Láctea. De modo que, si se quieren encontrar ecos de supernovas, no se debe buscar sólamente en las inmediaciones de los remanentes de supernova conocidos, sino también en las cercanías del plano de la Vía Láctea (véase más abajo).

Ecos de luz de una supernova
Esquema simplificado de cómo una nebulosa puede reflejar la luz de una explosión de
supernova y producir dos ecos de luz en dos momentos distintos. La fuente de luz y
la Tierra siempre se representan en los focos de una elipse, en estos casos.

 

Ecos de luz

A un eco de luz le lleva más tiempo llegar hasta nosotros que a la luz que viene directamente de la supernova, puesto que el eco lleva un camino más largo. Aunque la luz directa llegara a nosotros hace cientos de años, podemos aún ser capaces de registrar el eco retrasado. Lo único que necesitamos es una nube de polvo interestelar que refleje la luz de la supernova hacia La Tierra de modo que nos llegue mientras tengamos nuestros telescopios apuntando hacia ella.

Dos célebres astrónomos y astrofísicos del siglo XX, Jan Oort y Fritz Zwicky más tarde, fueron los primeros en darse cuenta de las posibilidades de esta nueva área de estudio, aunque fueron Eugène M. Antoniadi y Cammile Flammarion los primeros en observar un fenómeno de este tipo, eso sí, en los ecos de luz de una nova, no de una supernova. Fue en la célebre Nova Persei de 1901.

Nova Persei 1901
Observaciones de los ecos de luz (especialmente donde indica la flecha roja)
de la Nova Persei 1901por Antoniadi, con una separación temporal de 2 meses.
La cuadrícula representa separaciones de 2 minutos de arco.

La técnica

Se necesita tomar imágenes profundas de grandes áreas del cielo con los aumentos suficientes y con una separación en el tiempo de unos meses, para sustraer después las imágenes más recientes de las más antiguas, y buscar retazos de luz que se hayan movido entre ambas exposiciones.

El equipo

El telescopio

Dado el tipo de imágenes que han de tomarse, son necesarios telescopios con la mayor distancia focal (F) posible y además de la menor relación focal que se pueda (f).

La CCD

Es imprescindible una CCD refrigerada, o que al menos pueda operar a una temperatura constante.

Cuantos más niveles de gris pueda distinguir, mejor, ya que han de buscarse diferencias de brillo en el cielo muy sutiles. Por eso no es suficiente con una cámara de 8 bits, sino que es preferible emplear, al menos, una de 12 bit, aunque son mejores, lógicamente, las de 14 y 16 bits. Esta mayor profundidad de bits también asegura una sustracción de imágenes de una mayor calidad.

Es importante, además, que el perfil de brillo de las imágenes (PSF) sea lo más estable posible. En ausencia de turbulencias atmosféricas y con un guiado excelente, el perfil de brillo de las imágenes será determinado exclusivamente por la óptica y será muy similar en noches distintas.

Los filtros

Los ecos de supernova son generalmente más azulados que la luz directa del estallido de la estrella, debido a que los pequeños granos de polvo interestelar relfejan la luz azul con mayor eficiencia que la roja. Por eso los filtros de 700 nanometros  o más se consideran mejores para este cometido, también porque estos filtros mejoran el contraste de las imágenes, al eliminar el resplandor rojizo de nuestra atmósfera.

Pueden ser útiles los filtros nebulares de banda ancha que bloquean la luz roja e infrarroja tanto como la contaminación lumínica y todo tipo de emisiones producidas por el aire.

Debido a que la dispersión de la luz de la Luna es azulada, deberán buscarse noches sin luna.

El programa informático (software)

Las funciones clave del programa que se emplée para analizar las imágenes son:

  • La habilidad para alinear dos imágenes tomadas en noches distintas.
  • La igualación de los PSF (perfiles de brillo) de las imágenes.
  • El ajuste de las diferencias de brillo del cielo.
  • La sustracción de una imagen a la otra.

ISIS. Es gratuito y más fácil de usar gracias a su tutorial. Puede descargarse en http://www2.iap.fr/users/alard/package.html

MaxIM DL. En http://www.cyanogen.com/maxim_main.php

Mira. En http://www.mirametrics.com

En los dos últimos hay que crear los scripts necesarios para cumplir con los requisitos de eficiencia, aunque hay grupos de usuarios en la web que pueden proporcionar una valiosa ayuda.

Qué buscar

Se estima que los ecos más fuertes asociados con las supernovas de Tycho (1572), Kepler (1604) y probablemente con Cas A debería tener una luminosidad de 21,5 magnitudes por segundo cuadrado, comparable con brillo del cielo en una noche sin luna en una zona rural. Wells manifiesta que esto debería ser detectable con los medios de aficionado descritos anteriormente.

En la Gran Nube de Magallanes han sido detectados varias veces los ecos de la supernova 1987 A, visible a simple vista en el verano austral de aquel año. Esos ecos se han venido desplazando entre 10 y 30 segundos de arco por año. Esto quiere decir que se podrían detectar ecos de luz en la Vía Láctea con exposiciones tomadas en un intervalo de dos meses.

Candidatos a ecos de luz

El astrofotógrafo debe plantearse una serie de preguntas, siempre con el fin de asegurarse de que, efectivamente, ha detectado un eco de supernova.

  • ¿Ha mirado montones de imágenes diferentes de modo que está familiarizado con los distintos artefactos que introduce el sistema? ¿Está el objeto móvil cerca del borde de la CCD? ¿Podría deberse a que un poco de luz se ha dispersado en su telescopio o cámara?
  • Si tiene imágenes de más de dos épocas, ¿son los espacios de los supuestos ecos consistentes con un movimiento uniforme? (Deberían serlo). Si la zona objetivo se encuentra en el cielo nocturno, ¿podría tomar otra imagen de confirmación?
  • Si está buscando cerca de la posición de una supernova histórica o de un remanente de joven supernova, ¿está el candidato a eco más lejos del lugar de la explosión en la última imagen que en la primera? (Debería estar).

Dónde buscar

A unos 20º del ecuador galáctico

Como dijimos antes, se estima que en una galaxia como la nuestra, y siempre según los modelos, se deberían estar produciendo unas 2 explosiones de supernova por siglo. Sin embargo no todas son observables desde la Tierra debido a que nos encontramos inmersos en el propio disco de la galaxia, que nos rodea y a la vez nos oculta la mayor parte de la materia de la propia galaxia. Por eso no se ha observado una sola supernova en los últimos 400 años, de todas las que podrían haberse producido dentro de nuestra Vía Láctea.

Así, se recomienda realizar la búsqueda en el área de cielo que se encuentra dentro de unos 20º del ecuador galáctico, porque si bien las nubes de gas y polvo nos estarían ocultando todas esas supernovas que podrían haberse producido en los últimos 400 años (8 supernovas), sí que ha habido tiempo para que la luz haya recorrido la distancia necesaria para que se refleje en las nubes de gas y polvo que se sitúan más separadas del plano fundamental de nuestra galaxia.

Cerca de las supernovas históricas

En la tabla insertada figuran las coordenadas de las 6 supernovas históricas registradas hasta la fecha.

Supernova Constelación Distancia A. R.
Declinación
Tipo
1006 Lupus 7.200 años luz 15h 02,8′ -41º 57′ Ia
1054 Taurus 6.500 años luz 05h 34,6′ +22º 01′ II
1181 Cassiopeia 10.400 años luz 02h 05,6′ +64º 50′ II
1572 Cassiopeia 7.800 años luz 00h 25,1′ +64º 10′ Ia
1604 Ophiuchus 9.500 años luz 17h 30,6′ -21º 29′ ?
Cas A Cassiopeia 11.000 años luz 23h 23,4′ +58º 49′ II

Este mapa nos da una idea de dónde se encuentran las zonas más interesantes para obtener una búsqueda positiva en las inmediaciones de la constelación de Cassiopeia.

Supernovas en Cassiopeia
Regiones óptimas para la búsqueda de ecos de luz en torno a los sitios donde explotaron
tres de nuestras supernovas históricas.

 

En torno a  determinadas radiofuentes

A lo largo del ecuador galáctico existen numerosas radiofuentes compactas, perfectas candidatas a ser remanentes de supernova. Doug Wells se refiere especialmente a G13.9-0.0 (coordenadas: 18h 15′ 36,6″; -16º 52′ 47″) y G14.4-0.0 (coordenadas: 18h 16′ 50,7″; -16º 52′ 47″).

Otros muchos remanentes de supernovas jóvenes se pueden encontrar aquí: “Búsqueda en Google”

Acerca de Doug Welch

Es profesor de Física y Astronomía en la Universidad McMaster de Ontario, Canadá, y un entusiasta de la colaboración entre los astrónomos aficionados y los profesionales.

Espera, emocionado, los correos de las personas interesadas en aportarle imágenes de ecos de supenova, en su dirección de correo electrónico: welch at physics.mcmaster.ca

Su página web en la universidad: http://www.physics.mcmaster.ca/people/faculty/Welch_DL_h.html

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May 7th, 2008

Las nuevas políticas de la NASA están a punto de provocar que no se envíe a la Estación Espacial Internacional un observatorio de rayos cósmicos construído por una colaboración internacional encabezada por un premio Nobel. Este observatorio ha costado un millón y medio de dólares. CIEMAT e Instituto Astrofísico de Canarias participan.

Fuente: Sky and Telescope y otras.

 

El observatorio AMS (Espectrómetro Magnético Alfa) es un proyecto que va a permitir el estudio de los rayos cósmicos ultraenergéticos primarios desde el espacio, y debería ser instalado en la Estación Espacial Internacional (EEI o ISS en inglés), debido a que esta estación constituye una auténtica plataforma estable de un potencial impresionante. Los rayos cósmicos son partículas (protones, electrones o inclusos núcleos atómicos com el del hierro) cargadas o rayos gamma, (que no son partículas) que viajan a gran velocidad por el espacio. Su origen exacto aún es desconocido, pudiendo ser remanentes de supernova, galaxias acivas (AGN) o cualquier otro objeto capaz de acelerar partículas a esas velocidades. Los rayos cósmicos ultraenergéticos son, probablemente en su totalidad, de origen extragaláctico, siendo su energía de 10×1019 electrón-voltios. En la actualidad el observatorio de rayos cósmicos más avanzado del mundo es el Observatorio Pierre Auger , que se encuentra en la provincia de Mendoza, en Argentina. Este observatorio también es una cooperación internacional en la que participa nuestro país, entre otros muchos de todo el mundo.

Con rayos cósmicos primarios nos referimos a la mismísima partícula que viaja por el espacio. La forma de detectarse estos rayos cósmicos es mediante la observaciópn de las denominadas cascadas, compuestas de otras partículas generadas por esa interacción de la partícula primaria con la atmósfera.

El AMS, que está prácticamente preparado para poder ser lanzado al espacio, es un proyecto principalmente europeo, y la NASA había acordado enviarlo a la Estación Espacial Internacional. Pero, debido a la catástrofe del Columbia, se decidió que cualquier operación del Transbordador Espacial en la estación debería cumplir con los objetivos de las nuevas políticas espaciales propugnadas por el todavía presidente George Bush Jr. Prima la exploración humana del espacio, con los objetivos declarados de la Luna y Marte, frente a las actividades puramente científicas. Todo ello conduce a que no exista actualmente ningún vuelo previsto para subir el AMS al espacio. Esta misión, que debería ser aprobada por el Congreso de los Estados Unidos, permanece actualmente bloqueada, y dado que está previsto retirar la flota de transbordadores en 2010, la situación del proyecto no es nada buena en la actualidad.

 

El observatorio AMS montado en la EEI
El observatorio AMS, tal como quedaría de ser montado en la Estación Espacial Internacional.
Crédito de la imagen: AMS.

 

Obsérvese en la imagen superior cómo el AMS debe ser instalado lo más alejado posible de los módulos de la Estación Espacial. Esto es debido a que genera muchas corrientes eléctricas que podrían afectar tanto a los elementos de la propia estación como a los astronautas, con lo que conlleva un cierto peligro. Este es uno de los motivos que ha provocado el retraso que está sufirendo actualmente la fase de puesta en órbita del proyecto.

El detector de AMS pretende el estudio de las partículas de los rayos cósmicos en el espacio, mediante el estudio de cascadas de rayos cósmicos secundarios en el interior del propio detector. Mide la energía y la dirección de las partículas al interaccionar estas con un material denso que se encuentra dentro del propio AMS.

El equipo encargado de su construcción está dirigido por Samuel Ting , físico del Instituto Tecnológico de Massachussets (MIT), que obtuvo el premio Nobel en 1976 por sus trabajos en el descubrimiento del mesón J, partícula subatómica. Fue un Nobel compartido, puesto que Burton Richter descubrió independientemente la misma partícula que Ting. Casualmente ambos publicaron sus descubrimientos el mismo día, el 11 de noviembre de 1974.

España participa en el proyecto con el Instituto Astrofísico de Canarias (IAC) y el Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT). Puede considerarse como uno de los grandes proyectos de la física de partículas en los que hay científicos de nuestro país involucrados.

 

 

 

Publicado en Rayos cósmicos | Comments Off on Peligra la puesta en órbita del observatorio de rayos cósmicos AMS
April 28th, 2008

Autor:

Vladimir Mikhaylovich Lipunov nació en 1952 en Amur (Rusia). Trabaja en la cátedra de Astrofísica y Astronomía Estelar de la Universidad Estatal de Moscú.

 

El mundo de las estrellas dobles

 

 

Ficha:

Editorial URSS. Primera publicación en 1986. Traducción y primera publicación en castellano: 2003.

Divulgativo aunque no por ello superficial. Los sistemas de estrellas dobles hacen la evolución estelar mucho más interesante, acelerando su estudio por parte de los astrofísicos. Desde las leyes de Kepler o la doble periódica Algol hasta las fuentes de rayos X (como Hercules X-1) y las estrellas Wof-Rayet, el autor pone constamemente nuestro cerebro a prueba, ayudándonos a entender cómo evolucionan las estrellas, y sobre todo a comprender cómo hemos llegado a obtener todos esos conocimientos. Para algunos contenidos puntuales debe tenerse en cuenta, sin embargo, la fecha de su publicación, lo que no le resta nada de su gran valor pedagógico.

Podemos ver sus contenidos en la página web que la editorial URSS ha creado para este libro: El Mundo de las Estrellas Dobles.

 

El mundo de las estrellas dobles, interior

 

 

Publicado en Libros, Libros en castellano | Comments Off on El Mundo de las Estrellas Dobles (V. M. Lipunov)
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