Hasta los confines del Universo

Comments

Transcription

Hasta los confines del Universo
Institut de
Radioastronomie
Millimétrique
AaBbCc123
Myriad Roman Tracking -20 Solid leading
(The iram 'a' is re-drawn)
C100 M44 Y0 K0
Pantone 300 C
C100 M44 Y0 K0
Pantone 300 C
C0 M100 Y100 K0
Pantone RED 032 C
C0 M0 Y0 K100
Pantone Process Black
Hasta los confines del Universo
Publicado por IRAM © 2008
Dirección Pierre Cox
Textos y edición Karin Zacher
Traducción al español: Arancha Castro Carrizo, Nemesio
Rodríguez Fernández, Roberto García García
Este folleto ha sido publicado también en inglés, francés
y alemán
Agradecimientos especiales a
Jérémie Boissier, Michael Bremer, Dennis Downes,
Frédéric Gueth, Brigitte Indigo, Bernard Lazareff, Doris
Maier, Gisela Matoso, Mary McClean, Roberto Neri,
Jérôme Pety, Vincent Pietu, Bruno Pissard, Jean-Louis
Pollet, Franz Punkt, Karl Schuster, Clemens Thum, Marc
Torres y Jan Martín Winters.
Derechos de autor
Esta publicación puede ser copiada, descargada de
internet o impresa para su uso privado. Extractos
de la misma pueden ser incluidos en documentos,
presentaciones, páginas web o material de enseñanza,
siempre que sean reconocidos los derechos de autor
(mediante la inclusión del título de la publicación,
© IRAM). Los permisos para hacer uso público deberán
solicitarse al IRAM.
Material perteneciente a terceros
Partes de esta publicación hacen referencia a material
perteneciente a terceros, cuyo derecho de autor debe
de ser respetado. La autorización para su reproducción
debe proceder, por tanto, de los depositarios de los
derechos de autor del material original.
Diseño y realización Rebus, www.rebusparis.com
Impreso en Francia en papel libre de cloro elemental
(ECF), y con un alto contenido en fibras recicladas
procedentes de papel preconsumo seleccionado.
1
Hasta los confines del Universo
Instituto de radioastronomía milimétrica
Institut de
Radioastronomie
Millimétrique
2
Descubriendo el
Universo invisible
El Instituto de Radio Astronomía Milimétrica
(IRAM) es un centro de investigación
internacional que se dedica a explorar el
Universo para comprender su origen y
evolución.
El IRAM fue fundado en 1979 por el CNRS
(Centre National de la Recherche Scientifique,
Francia) y la MPG (Max-Planck-Gesellschaft,
Alemania). Posteriormente, el IGN (Instituto
Geográfico Nacional, España) entró a formar
parte del IRAM en 1990. El IRAM es un ejemplo
y un modelo de cooperación científica
internacional.
El instituto, cuya sede central se encuentra
en Grenoble (Francia), cuenta con más de
120 empleados entre científicos, ingenieros,
técnicos y personal administrativo y opera
dos observatorios: un radiotelescopio de 30
metros situado en el Pico Veleta (Granada,
España) y un interferómetro (un conjunto
de seis antenas de 15 metros de diámetro)
en el Plateau de Bure (en los Alpes franceses).
Estos radiotelescopios, que se encuentran
entre los mejores del mundo, hacen de estos
observatorios los más avanzados en el rango
de las ondas milimétricas.
Los radiotelescopios milimétricos juegan un
papel fundamental en la astronomía puesto
que son capaces de detectar objetos que
se encuentran inmersos en nubes de polvo
3
que la luz visible no puede atravesar y que
por tanto son invisibles para los instrumentos
ópticos. Gracias a los radiotelescopios
milimétricos, los astrónomos observan las
galaxias más lejanas, detectan el material en
el entorno de los agujeros negros situados en
los confines del Universo y trazan la radiación
de fondo cósmica, retrocediendo en la historia
del Universo hasta el Big Bang.
Gracias a su gran sensibilidad, los telescopios
del IRAM son capaces de detectar las ondas de
radio que se originan tanto en nuestro sistema
solar, como en otras regiones de nuestra
galaxia (La Vía Láctea) e incluso en otras
galaxias lejanas.
La galaxia de Andrómeda (M 31) vista en luz visible
y en la emisión de monóxido de carbono, que traza
el gas molecular denso y frío a partir del cual se
forman las estrellas
Los científicos e ingenieros del IRAM
también desarrollan instrumentos y software
específico para analizar observaciones
radioastronómicas, que se distribuyen al resto
de la comunidad científica. Los laboratorios
del instituto se ocupan de todos los aspectos
de la tecnología de altas frecuencias, desde
detectores superconductores de alta
sensibilidad hasta sistemas de recepción
complejos, pasando por equipos electrónicos
digitales de alta velocidad y programas
avanzados de análisis de datos. El IRAM
proporciona componentes sofisticados a otros
centros de investigación en radioastronomía
y coopera con organismos de investigación
espacial como el CNES, la ESA o la NASA.
Igualmente, el IRAM colabora de modo
destacado en el proyecto internacional
ALMA, un gran radio-interferómetro que esta
construyéndose en el desierto chileno.
Gracias a sus dos observatorios y a su destreza
técnica, el IRAM es actualmente el líder
mundial de la radioastronomía milimétrica.
4
Esta imagen milimétrica de la nebulosa de la Cabeza de
Caballo (cuyo nombre proviene de la imagen óptica)
muestra la distribución y la densidad del gas molecular
en la nube oscura que de hecho...¡se parece más bien a
un caballito de mar!
Las moléculas interestelares
En nebulosas como la famosa Cabeza de Caballo se han podido detectar muchas moléculas.
Girando alrededor de sus ejes, las moléculas emiten radiación a longitudes de onda milimétricas. Cada
molécula emite a unas frecuencias características.
Los telescopios del IRAM operan a longitudes de onda de 3, 2, 1 y 0,8 milímetros, que son las cuatro
“ventanas” en las cuales la atmósfera terrestre permite el paso de las ondas milimétricas que se originan
en el espacio. Sin embargo, la transmisión a estas frecuencias depende de la cantidad de vapor de agua
en la atmósfera, por ello los telescopios del IRAM se encuentran en montañas de gran altura donde la
atmósfera es relativamente seca.
5
La radioastronomía y el ciclo de la materia interestelar
La radioastronomía milimétrica es una rama de
la astronomía bastante reciente. Sólo a partir
de los años 60 fue posible construir receptores
suficientemente sensibles para detectar las
ondas milimétricas que se originan en fuentes
astronómicas. Desde entonces, esta nueva
técnica de observación se ha convertido en un
pilar fundamental de la astrofísica moderna.
Por ejemplo, la radioastronomía ha permitido
detectar un gran número de moléculas
interestelares. Además de moléculas que nos
resultan tan familiares como el agua, gracias
a la radioastronomía milimétrica se han
podido detectar más de otras cien moléculas
en el espacio, incluso algunas que eran
desconocidas en la Tierra.
Al contrario que la luz visible, las ondas
milimétricas que emiten las moléculas no
son absorbidas por los granos de polvo
interestelares y por tanto han permitido
que los astrónomos hagan interesantes
descubrimientos. No solamente es posible
estudiar objetos oscurecidos por el polvo sino
también explorar la materia fría a partir de la
cual se forman las estrellas, a sólo unos grados
del cero absoluto.
Las moléculas y los granos de polvo son
elementos fundamentales en la evolución del
material que se encuentra entre las estrellas:
esta materia interestelar se transforma
continuamente en un ciclo regulado por el
nacimiento y la muerte de las estrellas. Las
moléculas, que son más abundantes en las
nubes interestelares densas, desempeñan un
papel crucial en la evolución de estas nubes
emitiendo radiación que las enfrían. Esto
permite que las nubes se vayan contrayendo
gradualmente hasta llegar a formar estrellas.
La materia que no pasa a formar parte de la
nueva estrella se deposita en sus cercanías
en forma de disco circunestelar. En estos
discos, el gas y los granos de polvo continúan
evolucionando, dando lugar eventualmente a
la formación de proto-planetas.
La materia que las estrellas expulsan al final
de sus vidas también contribuye a enriquecer
el medio interestelar con más moléculas y
granos de polvo recientemente formados.
Igualmente, cuando una nube interestelar
se encuentra expuesta a la radiación de una
estrella cercana, su superficie se transforma en
un activo laboratorio, en el que se producen
complejas moléculas.
Todos estos procesos contribuyen al
enriquecimiento del medio interestelar. A
partir del hidrógeno (el átomo más abundante
en el Universo, creado en el Big Bang) y otros
átomos menos abundantes como el oxígeno,
el carbono y el nitrógeno (que se sintetizan
en el interior de las estrellas), los distintos
procesos descritos anteriormente forman
moléculas simples como el monóxido de
carbono, el agua, el amoniaco o el metanol,
y posteriormente moléculas como el etanol
y otras moléculas orgánicas cada vez más
complejas relacionadas con el origen de la
vida.
La mejor manera de estudiar el ciclo de la
materia interestelar es usando las técnicas de
la radioastronomía milimétrica. Los telescopios
del IRAM, equipados con tecnología punta,
están perfectamente adaptados para explorar
el ciclo de las moléculas y el polvo cósmico.
O
C
La molécula de monóxido de carbono (CO) es una de las
más abundantes en el medio interestelar. Su emisión a
longitudes de onda milimétricas permite a los astrofísicos
estudiar el gas molecular en nubes cercanas así como en
objetos que se encuentran en los confines del Universo.
N
C
H
H
N
C
H
H
La molécula de amino-acetonitrilo (NH2CH2CN), que está
relacionada químicamente con un aminoácido, ha sido
detectada cerca del centro de la Vía Láctea utilizando los
telescopios del IRAM.
6
El telescopio de 30 metros del Pico Veleta
Una puerta abierta
al Universo
7
El observatorio del Pico Veleta (Sierra Nevada,
España) con su telescopio de 30 metros es una
de las dos grandes instalaciones científicas
del IRAM. Construido en sólo cuatro años
(1980-1984) a una altura de 2850 metros, el
telescopio del Pico Veleta es uno de los más
grandes pero, sobre todo, el más sensible de
los radiotelescopios milimétricos del mundo.
Este telescopio es una antena de forma
parabólica que permite explorar objetos
extensos como las galaxias o las nubes
interestelares. Por su gran superficie, el
telescopio de 30 metros proporciona una
gran sensibilidad y se adapta bien a las
observaciones de fuentes débiles. La precisión
de la parábola es de 55 micras, es decir, el
espesor de un cabello humano.
El telescopio de 30 metros está equipado con
receptores de un solo píxel que operan a 3,
2, 1 y 0,8 milímetros y con dos cámaras que
trabajan a 1 milímetro: HERA, que cuenta con
9 píxeles para realizar mapas del gas molecular
de objetos extensos y MAMBO, una cámara
con 117 píxeles, construida por el Max-PlanckInstitut für Radioastronomie (Bonn, Alemania) y
destinada a cartografiar la emisión del polvo,
provenga ésta de nubes moleculares cercanas
o de las galaxias más lejanas.
Apuntando el telescopio hacia un objeto
celeste y moviéndolo tanto para seguir el
movimiento de la fuente como para apuntar
a un punto adyacente, es posible crear una
imagen radio de la fuente.
En realidad, el telescopio puede producir
simultáneamente varias imágenes puesto que
puede observar a varias frecuencias a la vez.
De este modo, los científicos pueden obtener
mapas detallados del universo milimétrico,
descubrir nuevos objetos, y explorar el
espectro de los objetos astronómicos para
detectar nuevas moléculas.
Hoy en día, el telescopio de 30 metros es uno
de los radiotelescopios más solicitados del
mundo. Cada año, más de 250 astrofísicos
vienen al Pico Veleta para realizar sus
proyectos científicos. De hecho, el número
de solicitudes recibidas cada año es tan
grande que sólo un tercio de ellas pueden ser
programadas.
El observatorio opera 24 horas al día todos
los días del año. Por este motivo, además
de una sala de control para el telescopio,
el edificio principal contiene un salón, una
cocina y habitaciones para los científicos y los
empleados del instituto.
La localización del telescopio en Sierra
Nevada es especialmente interesante para los
astrónomos porque permite acceder a una
parte del cielo del sur y en particular observar
el centro de nuestra galaxia.
8
El interferómetro del Plateau de Bure
Seis antenas explorando el Cosmos
9
El otro observatorio del IRAM, también opera
un instrumento puntero: el interferómetro del
Plateau de Bure.
A 2550 metros de altitud, construido sobre
un altiplano situado en los Alpes franceses,
el interferómetro se compone de 6 antenas
de 15 metros de diámetro, cada una de ellas
equipada con receptores de gran sensibilidad.
Dos largos raíles, orientados en dirección
norte-sur y este-oeste, permiten cambiar la
posición de las antenas separándolas hasta
una distancia máxima de 760 metros.
Durante las observaciones, las 6 antenas
observan simultáneamente, haciendo uso de
una técnica que se denomina interferometría.
Todas las antenas apuntan hacia un mismo
cuerpo celeste a fin de combinar las señales
procedentes de las mismas. La resolución
que se obtiene en la imagen final es la de un
telescopio de diámetro igual a la distancia
máxima entre las antenas. En el caso del
interferómetro del IRAM, esto equivale a un
telescopio de 760 metros de diámetro.
lentamente las antenas con respecto a los
cuerpos celestes, hasta componer poco
a poco una imagen completa del objeto
observado. Tras unas horas de observación,
los astrónomos son capaces de realizar una
imagen de gran resolución angular y, por
tanto, de analizar la morfología detallada del
objeto observado.
Los dos observatorios del IRAM se
complementan. La combinación de sus datos
permite a los astrónomos realizar imágenes de
objetos astronómicos extensos, que también
desvelan su estructura más detallada.
Dada la complejidad del interferómetro, las
observaciones las llevan a cabo operadores de
telescopio especializados.
Los observatorios del IRAM también
pueden observar en coordinación con
otros radiotelescopios, formando así un
interferómetro gigante con líneas de base
intercontinentales (técnica conocida como
“interferometría de larga base” o VLBI por
sus siglas en inglés). Este procedimiento de
observación está especialmente adaptado a
la exploración de fenómenos cósmicos ultraluminosos, como la materia que envuelve los
agujeros negros (quásares), o las envolturas
de gas y polvo eyectadas por las estrellas al
final de su vida. La resolución espacial que
se alcanza es tal que podríamos detectar
una pelota de golf situada sobre... ¡la Luna!.
Esta técnica también se utiliza para medir el
movimiento de las placas tectónicas y para
verificar la posición exacta de los satélites.
La interferometría utiliza el movimiento
de rotación de la Tierra, que hace girar
Para construir el interferómetro, se subieron
al Plateau de Bure miles de toneladas de
La resolución espacial del interferómetro del
IRAM es tan alta que nos permitiría distinguir
dos monedas de un céntimo a una distancia
de 5000 metros.
materiales y maquinaria. En particular, el
sistema de raíles por el que se desplazan las
antenas se dispuso de modo que la posición
horizontal y vertical de las mismas pudiese
conocerse con precisión milimétrica en el
momento de las observaciones.
Desde su construcción, terminada en
1990, el interferómetro del Plateau de
Bure ha evolucionado permanentemente.
Compuesto de tres antenas en su comienzo,
el número de antenas se dobló en diez años,
y la distancia entre las antenas (o líneas
de base) prácticamente se ha triplicado.
Recientemente, la instalación de nuevos
receptores ha mejorado sustancialmente el
rendimiento del interferómetro. Gracias a
estos desarrollos, el IRAM ha marcado una
nueva era en la investigación en el campo de
la radioastronomía.
10
A
Decodificando las señales
del espacio
B
E
C
Los paneles que componen el reflector de
la antena (la parábola) B captan la señal
procedente del espacio A, y la concentran
en el espejo secundario C, que la redirige
hacia el interior de la antena D, donde se
encuentran los receptores E.
Debido a la lejanía de los objetos
astronómicos, las señales que se reciben
en la Tierra son muy débiles.
Para amplificar la señal, los receptores
deben transformarla a frecuencias más
bajas.
D
E
G
En el interior del mezclador F, dentro
del receptor, la señal se superpone a otra
con una frecuencia cercana producida
localmente G.
Gracias a una unión superconductora
H, componente esencial del mezclador,
obtenemos la frecuencia resultante de
la diferencia de las dos frecuencias de
entrada. Esta señal de frecuencia más baja
puede ser amplificada posteriormente.
F
F
H
H
11
K
HERA / IRAM 30m RT
Milimétricas
~1 mm
Infrarrojo
~10 µm
Luz visible
~500 nm
Ultravioleta
~10nm
Rayos X
≲1 nm
NE – Region
Spiral arm near 75” / 80”
Interarm near 100” / 90”
Interarm near 50” / 70”
0.15
J
≳10 cm
L
12CO 2–1 in M51
0.2
Ondas radio
0.1
0.05
0
300
350
400
450
500
550
Velocity (km/s)
La señal que sale de cada antena es
transferida al edificio principal del
observatorio I, donde un correlador
digital J las combina para cada pareja
de antenas. Este procedimiento permite
eliminar el ruido de fondo de la señal
procedente del cuerpo celeste.
En el telescopio de 30 metros el
tratamiento de la señal se lleva a cabo con
un auto-correlador.
I
J
Con la ayuda de software especializado,
los científicos transforman las señales
recibidas en datos K, que permiten
generar imágenes de los objetos celestes,
como la de la galaxia espiral M 51 L.
K
12
La tecnología de altas frecuencias
en radioastronomía
La señal que captan las antenas, procedente
de objetos cósmicos, es extremadamente
débil. Si hubiéramos podido almacenar
durante un tiempo igual a la edad del
Universo (o sea, unos 13700 millones de años)
la energía que recogemos de una galaxia con
un telescopio del IRAM, tendríamos energía
Los bloques mezcladores,
que convierten la señal cósmica
a una menor frecuencia, son
instrumentos de alta precisión,
que se realizan en los talleres
del IRAM utilizando fresadoras
de 5 ejes.
suficiente para encender una bombilla
durante 10 segundos.
Necesitamos, por tanto, amplificar la señal
antes de analizarla: ésta es la misión del
receptor. Sin embargo, en la actualidad
amplificar señales de alta frecuencia (con
longitud de onda muy corta) es difícil o
imposible. Por esa razón, comenzamos
por rebajar la frecuencia de la señal en
el mezclador, que produce una señal de
frecuencia intermedia que puede ser
amplificada posteriormente.
denominada frecuencia intermedia. Esta
frecuencia es mucho más baja y finalmente se
puede amplificar.
Además, el mezclador también contiene
circuitos destinados a separar la señal
de entrada de la frecuencia intermedia,
y a optimizar el rendimiento de la unión
superconductora.
Los mezcladores utilizados en los telescopios
del IRAM han sido enteramente diseñados
y construidos por equipos de científicos,
ingenieros y técnicos del instituto.
Concretamente, la señal enfocada por la
antena se dirige hasta la bocina del receptor,
que concentra la señal en un conducto
estrecho (del orden de un milímetro) llamado
guía de onda, por donde se introduce
dentro del mezclador. El mezclador genera
la diferencia entre la frecuencia de la señal
astronómica y una frecuencia cercana
generada por un oscilador local.
Con un tamaño inferior a un micrómetro
(una milésima de milímetro), la unión
superconductora (habitualmente conocida
como unión SIS) se encuentra en el corazón
del receptor. Añadiendo el mínimo de
ruido de fondo posible, la unión asegura
la transmisión de la señal astronómica al
mezclador.
En primer lugar, la señal cósmica y la
producida por el oscilador local se combinan
en el acoplador existente dentro del
mezclador. La señal resultante se aplica a la
unión superconductora, que detecta y extrae
la frecuencia diferencia de las entrantes,
La unión superconductora se compone
de dos capas de Niobio, un metal que a
una temperatura próxima al cero absoluto
se convierte en un superconductor, sin
resistencia y - por tanto - sin ruido de fondo.
Por esa razón, criostatos especialmente
fabricados y enfriados con Helio mantienen los
13
receptores constantemente a –269°C. Las dos
capas de superconductores están separadas
por un aislante, compuesto de óxido de
aluminio, que mide menos de un nanómetro
(una milésima de micrómetro) de espesor.
La señal astronómica genera el transporte
de cargas eléctricas entre los dos contactos
metálicos de la unión. Este proceso,
denominado efecto túnel asistido por fotones,
es, propiamente dicho, el verdadero proceso
de recepción de la señal milimétrica: la
captura y el registro de los fotones de la señal
entrante.
Para la fabricación y el desarrollo de uniones
superconductoras, el IRAM tiene sus propios
laboratorios de micro y nanotecnología,
donde, en el interior de una sala limpia bajo
condiciones de ultra alto vacío, se utilizan
modernos procesos para la deposición de
capas delgadas, al igual que técnicas de
fotolitografía para dar forma a las uniones.
El instituto puede, por tanto, fabricar
sistemas de receptores para radioastronomía
milimétrica que, presentando únicamente
el inevitable ruido cuántico, garantizan
una transmisión de señales prácticamente
perfecta.
Líder en el campo de la tecnología de muy
alta frecuencia, el IRAM también desarrolla
sistemas de receptores para el proyecto ALMA,
que se lleva a cabo en el hemisferio sur.
Las uniones superconductoras tan sólo miden un
micrómetro cuadrado. Se fabrican en una sala limpia y
se integran dentro de chips, los cuales se fijan al bloque
mezclador con un pegamento especial que se activa con
luz ultravioleta.
14
El universo digital del IRAM
Situado en el edificio principal del
observatorio del Plateau de Bure, el correlador
juega un papel crucial en el procesamiento
de las señales procedentes de las antenas, en
particular para la interferometría.
Re
tra
so
ge
om
ét
ric
o
Ejecutando miles de millones de operaciones
matemáticas por segundo, el correlador es
capaz de reconocer una señal ínfima oculta
bajo el ruido de fondo generado por los
efectos cuánticos y por el entorno. El ruido
es, por naturaleza, aleatorio, contrariamente
a la señal procedente de los cuerpos celestes,
que normalmente no varía. Efectuando
promedios durante horas el ruido termina
por desaparecer y, por el contrario, la señal
permanece.
Desfase introducido por cables
Paralelamente, el correlador compensa los
retrasos de la señal entre las distintas antenas
(ver figura) y que varían con la rotación
terrestre. Todos los circuitos electrónicos
necesarios para estas operaciones – entre
los que se encuentran numerosos chips
específicos de silicio – son diseñados y
fabricados especialmente para este uso.
Analizando y clasificando simultáneamente
miles de frecuencias entrantes, el correlador
permite a los astrónomos identificar la
emisión procedente de moléculas. Además,
proporciona información sobre la posición
de las diferentes fuentes celestes en el
Universo gracias al desfase temporal entre las
señales procedentes de diferentes antenas.
Por esa razón, la longitud de los cables
entre las antenas y el edificio principal se
Correlador
15
miden continuamente con una precisión
de una centésima de milímetro, gracias a un
dispositivo electrónico específico.
Para garantizar una transferencia óptima de la
señal, una red subterránea de cables y fibras
ópticas monomodo recorren el Plateau de
Bure.
En el observatorio del Pico Veleta, al tratarse
de una sola antena, la función de correlación
se realiza en el llamado autocorrelador.
Además del autocorrelador, el radiotelescopio
de 30 metros dispone de espectrómetros
por transformada de Fourier y por filtrado
analógico.
Los anchos de banda que sirven para
transmitir la señal milimétrica son varios
centenares de veces más grandes que las
mejores conexiones a Internet disponibles
actualmente.
A la salida del correlador, los datos son
tratados por software informático desarrollado
por expertos del IRAM. Desde hace más de 25
años, el instituto es líder mundial en el diseño
y desarrollo de software en el campo de la
radioastronomía milimétrica.
Los programas de control – como los que
dirigen las antenas y sintonizan los receptores
y el correlador – han sido realizados por
ingenieros y astrónomos del instituto, así
como otros programas de software necesarios
para la gestión de proyectos de observación
científica, para el tratamiento de datos y el
almacenamiento de los resultados obtenidos.
Estos paquetes de software se adaptan
permanentemente a las necesidades de los
proyectos de investigación. Destacamos
también que bastantes observatorios
del mundo hacen uso de los programas
desarrollados en el IRAM para el tratamiento
de datos, los cuales se distribuyen libremente.
Gracias a la investigación y al desarrollo
llevados a cabo en el IRAM en diferentes áreas,
los dos observatorios del instituto hacen uso
de una tecnología punta que es igualmente
de gran valor en otras disciplinas, como para
la creación de imágenes de uso médico, para
la tecnología de comunicaciones de alta
velocidad y para el estudio de la atmósfera.
16
Mirando 13700 millones de años
hacia el pasado
Durante los últimos 30 años los telescopios
del IRAM han hecho posibles un gran
número de descubrimientos espectaculares.
Estos telescopios han obtenido imágenes
sensacionales del nacimiento de las estrellas y
de su muerte, han detectado los más lejanos
agujeros negros que se conocen (formados
sólo 870 millones de años después del Big
Bang) y han permitido observar con gran
detalle los discos que orbitan las estrellas
jóvenes donde la química evoluciona
significativamente y se forman los planetas.
La mayor parte de las detecciones de gas
molecular a distancias cosmológicas también
se han obtenido utilizando los telescopios del
IRAM.
Los científicos del IRAM no sólo han realizado
estudios pioneros sobre la formación de las
estrellas y las galaxias, sino que también han
descubierto un gran número de las moléculas
interestelares que se conocen hoy en día,
contribuyendo sustancialmente a nuestro
conocimiento de la astroquímica, fundamental
para el estudio de la exobiología.
La astroquímica (del griego astron, “astro”, y
probablemente chymeia, “mezcla de líquidos”)
es un activo campo de la astrofísica moderna
que consiste en comprender como las
moléculas se forman, como reaccionan entre
ellas y con el resto de la materia, y como se
destruyen. La astroquímica también aporta
conocimientos básicos para comprender
como se ha podido originar la vida en el
Universo.
Se piensa que los cometas, como el Hale-Bopp (en
la figura), pueden influenciar significativamente la
evolución de los planetas en el sistema solar.
Los telescopios del IRAM han sido fundamentales para
detectar un gran número de moléculas en este cometa.
Teniendo en cuenta la diversidad y la complejidad
de las moléculas que se encuentran en los cometas,
es posible que las colisiones de cometas con la Tierra
primitiva hayan podido aportar moléculas orgánicas a su
superficie.
17
El ciclo de vida de las estrellas
El flujo bipolar de la joven estrella
HH 211
La formación de una estrella es un proceso
fascinante. Cuando una nube interestelar de
gas y polvo colapsa progresivamente por su
propia atracción gravitatoria, se crea en el
centro una proto-estrella, cuya materia continúa
comprimiéndose hasta formar, poco a poco,
una estrella. En este proceso, la proto-estrella
gira cada vez más rápido y eyecta una pequeña
parte de la materia absorbida en forma de flujo
bipolar, con velocidades de hasta 100 km/s.
Este fenómeno se observó por primera vez con
radiotelescopios milimétricos.
Un ejemplo espectacular de flujo bipolar se
observa en HH 211, una proto-estrella con
una masa cuatro veces inferior a la del sol. Las
observaciones obtenidas con el interferómetro
del Plateau de Bure permitieron, por primera
vez, realizar un estudio completo y detallado
sobre estos flujos. Inmersa en una nube espesa,
HH 211 no es visible en el óptico, sino que su
presencia se desvela por el brillo enrojecido del
polvo, que es visible en el rango de las ondas
milimétricas (representada con contornos rojos
en el centro de la imagen). La proto-estrella
eyecta el flujo bipolar de gas molecular, que
choca con la materia interestelar.
Gracias al aumento de resolución angular del
interferómetro, recientemente los astrónomos
del IRAM obtuvieron imágenes aun más
detalladas de los chorros eyectados por HH 211.
Éstas demuestran que los chorros no fueron
eyectados linealmente, como se pensaba
anteriormente, sino que la interacción con la
materia que envuelve la proto-estrella produjo
un ensanchamiento de los flujos que dejó la
región central libre de gas molecular.
18
El disco circumbinario de GG Tauri
La estrella evolucionada TT Cygni
La investigación detallada llevada a cabo en el
IRAM sobre el conjunto estelar binario joven
GG Tauri ha desvelado resultados novedosos en el
proceso de formación estelar.
Las estrellas de poca y media masa (parecidas
a nuestro sol) terminan su vida eyectando
sus capas externas, antes de convertirse en
enanas blancas. Obtenida con el interferómetro
del Plateau de Bure, esta imagen excepcional
muestra la estrella TT Cygni en la fase final de su
vida. La imagen muestra, gracias a su emisión
de monóxido de carbono, una gran envoltura
circular eyectada hace unos 2000 años, que se
aleja lentamente de la estrella central a una
velocidad de unos 20 km/s. Además se observa
una eyección más reciente, aun cercana a la
estrella. La materia circunestelar eyectada se
enfría rápidamente y permanece en forma
de gas molecular y de polvo. Las estrellas
evolucionadas, como TT Cygni, son verdaderas
fábricas de producción de moléculas complejas
y polvo, siendo los objetos de estudio favoritos
de aquellos astrónomos que están a la caza de
descubrir nuevas moléculas en el espacio.
Aproximadamente la mitad de las estrellas forman
parte de un sistema binario, en el cual dos estrellas
orbitan una alrededor de la otra. GG Tauri es un
sistema binario de estrellas muy jóvenes, cada
una con una masa equivalente a una tercera
parte la masa del Sol. El descubrimiento en ondas
milimétricas de un anillo de polvo y gas alrededor
de un sistema binario fue una sorpresa para los
astrónomos del IRAM. GG Tauri posee el único
anillo circumbinario conocido hasta el momento.
El disco se compone de materia interestelar que
no fue absorbida por las estrellas en su formación.
Su forma, y por tanto el gran agujero central,
son el resultado de las interacciones con las
dos estrellas, que absorbieron toda la materia
existente en el interior. Se piensa que la formación
de planetas se produce en discos similares al que
vemos alrededor de GG Tauri. De este modo, con
el estudio de discos circunestelares alrededor de
estrellas jóvenes, los astrónomos investigan el
origen de la formación de los planetas, y analizan
los procesos químicos que conducen a sistemas
solares similares al nuestro.
19
Las galaxias cercanas y lejanas
M 51: la galaxia del Remolino
La galaxia SMM J16359
Junto con Andrómeda (M 31), la galaxia del
Remolino es una de las galaxias más cercanas a
la Tierra: se encuentra a una distancia de sólo 27
millones de años luz.
La galaxia SMM J16359 está a más de 5000
millones de años luz y en principio no debería
ser observable desde la Tierra puesto que se
encuentra detrás de un cúmulo de galaxias. Sin
embargo, debido a un fenómeno astrofísico
de los más espectaculares, conocido como
“lente gravitacional”, esta galaxia es de hecho
observable desde la Tierra. La masa del cúmulo
(visible en la parte superior izquierda de la
imagen óptica) desvía la luz de SMM J16359
creando tres imágenes y amplificándola en más
de un factor 40.
Gracias al telescopio de 30 metros, astrofísicos
del IRAM han hecho el primer mapa completo y
con gran detalle de la emisión de gas molecular
en M 51 (observando la emisión del monóxido
de carbono). Este mapa ha proporcionado
nueva información sobre la distribución del
gas molecular, su densidad y su dinámica.
Comparando estos datos con mapas obtenidos
a otras longitudes de onda, ha sido posible
realizar una descripción global de esta galaxia,
desde su población estelar hasta el gas atómico
y molecular a partir del cual se forman las
estrellas.
El interferómetro del Plateau de Bure ha podido
detectar la triple imagen amplificada de SMM
J16359 observando la abundante molécula
del monóxido de carbono. Analizando estas
observaciones, los astrónomos han sido capaces
de determinar la masa y la dinámica de esta
lejana galaxia y de obtener el importante
resultado de que se trata en realidad de dos
galaxias que están chocando una contra otra.
Imag
en m
Imag
ilimé
trica
en óp
tica
20
Información técnica sobre los telescopios del IRAM
Telescopio de 30 metros
Interferómetro de 6x15 metros
Lugar
Pico Veleta, Sierra Nevada, España
Plateau de Bure, Alpes, Francia
Altura
2850 metros
2550 metros
03:23:33.7 W / 37:03:58.3 N
05:54:28.5 E / 44:38:02.0 N
1
6
30 metros
15 metros
800 toneladas
125 toneladas
Alto-azimutal, acero sobre pedestal
Alto-azimutal, acero sobre pedestales móviles
420 paneles de aluminio sobre una estructura de nido de abeja
176 paneles de aluminio sobre una estructura de nido de abeja
Diámetro del espejo secundario
2 metros
1,5 metros
Precisión de la superficie
55 micras
50 micras
<1/3600º (mejor que un segundo de arco)
<1/3600º (mejor que un segundo de arco)
De 80 a 370 GHz / de 3 a 0,8 milímetros
De 80 a 370 GHz / de 3 a 0,8 milímetros
Longitud / latitud
Número de antenas
Diámetro de las antenas
Peso de una antena
Montura de las antenas
Paneles de reflector
Precisión de puntería
Frecuencias / longitudes de onda
Dévoiler l’univers invisible
1
iram
2 3 45 6 7 8 9
Jusqu’aux confins de l’univers
La radioastronomie et les éléments constitutifs de l’espace
13
14
11
10
15
Molécules interstellaires
16
18
19
26
27
23 24 25 28
29
30
31
20
21
22
La technologie des hautes fréquences
en radioastronomie
32
L’univers digital de l’IRAM
33
13 milliards d’années dans le passé
39
17
Décoder les signaux de l’espace
Six antennes à l’écoute du cosmos
34 35
36
37
Le cycle des étoiles
40
12
La porte de l’univers
38
De la molécule interstellaire à la galaxie
41
42
43
44
45
46
Créditos de fotos
1: X-ray: NASA/CXC/CfA/D.Evans et al.; Optical/
UV: NASA/STScI; Radio: NSF/VLA/CfA/D.Evans et al.,
STFC/JBO/MERLIN; 2: IRAM; 3: © Rebus; 4: IRAM; 5, 6,
7: © Rebus; 8: IRAM; 9, 10: © Rebus; 11: Optical: © 1998,
1999, 2000 Celestial Images; millimetric: IRAM
12: © Rebus;13: IRAM; 14: T.A.Rector (NOAO/AURA/
NSF) and Hubble Heritage Team (STScI/AURA/
NASA); 15: 3D representations: Sven Thorwirth
(MPIfR) / © Rebus; 16: Alexandre Beelen; 17: © Rebus;
18: © Rebus; 19: Bruno Pissard; 20, 21 22, 23, 24,
25: IRAM; 26: NRAO/AUI/NSF; 27: IRAM; 28: NASA/
JPL-Caltech/ Univ. of AZ/R. Kennicutt; 29: T.A.Rector
and Monica Ramirez/NOAO/AURA/NSF; 30: NASA/JPLCaltech; 31: NASA/CXC/UMd./A.Wilson et al.; 32: IRAM;
33: © Rebus; 34, 35: IRAM; 36, 37, 38: © Rebus;
39: Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (Univ.
Washington), You-Hua Chu (Univ. Illinois UrbanaChampaign), and NASA; 40: Nicolas Biver; 41, 42, 43,
44: IRAM; 45: NASA, ESA, Richard Ellis and Jean-Paul
Kneib; 46: IRAM.
Institut de Radioastronomie
Millimétrique
300 rue de la Piscine
Saint-Martin d’Hères
F-38406 France
Tel: +33 [0]4 76 82 49 00
Fax: +33 [0]4 76 51 59 38
[email protected] www.iram.fr
Institut de
Radioastronomie
Millimétrique
Instituto de Radioastronomía
Milimétrica
Avenida Divina Pastora 7, Local 20
E-18012 Granada, España
Tel: +34 958 80 54 54
Fax: +34 958 22 23 63
[email protected] www.iram.es
Observatoire
du Plateau de Bure
Observatorio
Radioastronómico
del Pico Veleta
Saint-Etienne-en-Dévoluy
F-05250 France
Tel: +33 [0]4 92 52 53 60
Fax: +33 [0]4 92 52 53 61
Sierra Nevada
Granada, España
Tel: +34 958 48 20 02
Fax: +34 958 48 11 49