julio 21, 2007

Será instalado en México el observatorio de rayos gamma HAWC

• Será capaz de realizar un mapa profundo de más de la mitad del cielo y de monitorear diariamente cuasares, destellos de rayos gamma e incluso el Sol.
• Será instalado en el Volcán Sierra Negra, en el estado de Puebla.
• Participan en el proyecto científicos de INAOE, UNAM, BUAP, CINVESTAV y las Universidades de Guanajuato y Michoacán-

Volcán Pico de Orizaba y Sierra Negra

Santa María Tonantzintla, a 19 de julio de 2007.
- El pasado 8 de julio, durante la Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos realizada en Mérida, Yucatán, un grupo de científicos mexicanos logró que la decisión del sitio donde se construirá el observatorio de rayos gamma HAWC (High Altitude Water Cerenkov) sea a favor de México.

HAWC será un observatorio capaz de monitorear las 24 horas del día fuentes celestes emisoras de rayos gamma que estén a menos de 45 grados del cenit.
Gracias a la rotación terrestre HAWC hará diariamente un mapa muy superficial de más del sesenta por ciento del cielo. Estos datos se irán acumulando continuamente de manera que en un año HAWC nos dará un mapa profundo del cielo visto en rayos gamma.

Ubicación de reservorio de HAWC en Sierra Negra

Fotomontaje de HAWC en su configuracion de tanques. Ahora se está considerando
que en vez de la alberca, se haga con tanques que simulen la alberca. Las
motivaciones son logísticas y económicas. Pero la sensibilidad de Hawc será
casi la misma. Son tanques de 5m de diámetro y poco más de 4m de alto.

Las ondas de radio, la luz visible y los rayos X y gamma son manifestaciones distintas de un mismo fenómeno: las ondas electromagnéticas o fotones. Lo que los diferencia es su longitud de onda o, equivalentemente, la energía del fotón en cuestión. Así la luz visible corresponde con fotones de entre 2 electrón-voltios (eV) -luz roja- y 3 eV (luz violeta).

La luz ultravioleta es más dañina para los organismos ya que sus fotones pueden tener una energía de 10 eV, mientras que los rayos X tienen energías de centenares o miles de eV. Los rayos gamma son los fotones de mayor energía, y en particular HAWC estudiará el cielo detectando fotones con energías de billones (millones de millones) de eV. Sólo los fenómenos más violentos del Universo pueden producir este tipo de radiación.

Un método para detectar estos fotones es la técnica Cerenkov de agua, la cual consiste en instalar una gran cantidad de agua a la mayor altura posible. Los rayos gamma de muy alta energía generan en la atmósfera una cascada de partículas, la cual crece hasta alcanzar un máximo a unos 6000 metros de altura y empieza a decaer al seguir avanzando dentro de la atmósfera. Las partículas de la cascada al entrar al agua emiten un tipo de luz conocida como luz Cerenkov, por el nombre de su descubridor.

Milagro detecta la cascada de partículas a partir de la luz cerenkov que ésta emite en el reservorio de agua filtrada.

Diagrama del reservorio de Milagro y sus detectores

El funcionamiento de los detectores Cerenkov de agua ha sido corroborado con el experimento MILAGRO, un estanque de 50 por 80 metros de lado y 8 metros de profundidad situado a 2630 metros de altura en Nuevo México, el cual ha estado estudiando el cielo desde 1999 y que reportó varios descubrimientos importantes durante la Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos realizada en Mérida del 3 al 11 de julio del presente.


Reservorio del proyecto Milagro en Los Álamos (EEUU)

La UNAM, con la colaboración de la Dra. Magdalena González del Instituto de Astronomía, es desde hace más de dos años, parte del proyecto MILAGRO, con lo que ha adquirido ya experiencia en la detección de rayos gamma.

El éxito de MILAGRO llevó a plantear el proyecto HAWC: un detector Cerenkov de agua de 150 metros de lado ubicado a mas de 4000 metros de altura, el observatorio mas importante de su tipo en el mundo, capaz de realizar un mapa profundo de más de la mitad del cielo y de monitorear diariamente cuasares, destellos de rayos gamma e incluso el Sol.

Se observa el plano galáctico en distintas longitudes de onda. El último cuadro, en gris, es la imagen de la Vía Láctea en rayos gamma (TeV). Lo que está completamente gris es la parte del cielo a la que
milagro no tiene acceso.


Las características del observatorio, la necesidad de una infraestructura cercana y de un grupo científico local de importancia condujeron a dos sitios posibles: el Volcán Sierra Negra en México y el Tibet en China. En México se logró juntar a un grupo de más de 40 científicos de diversas instituciones, incluyendo al INAOE, la UNAM, la BUAP, el CINVESTAV y las universidades de Guanajuato y de Michoacán, formando un equipo científico mayor que el de los estadounidenses que iniciaron el proyecto. La colaboración mexicana que logró la sede del experimento está encabezada por Alberto Carramiñana del INAOE y Magdalena González del IA-UNAM e incluye reconocidos astrofísicos, físicos de altas energías, geofísicos e incluso expertos en geología e hidrogeología.

HAWC tiene un costo estimado en 6 millones de dólares y se espera comenzar su construcción a finales de este año y operarlo desde el 2010 y hasta el 2020.
La instalación de HAWC en México, pendiente de la aprobación final por parte de la SEMARNAT, dará un gran impulso a diversas disciplinas científicas en nuestro país.

INAOE
DEPARTAMENTO DE DIFUSIÓN CIENTÍFICA
Guadalupe Rivera Loy
Tel. 266 31 00, extensiones 7011, 7013, 7014
Fax 247 25 80
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julio 13, 2007

Retransmisión de la Primera Luz del GTC


El evento del 13 de julio de 2007 en el que el GTC verá su primera luz técnica será retransmitido en vivo... ver retransmisión

- Sesión informativa: 19:00* hora canaria (20:00* hora peninsular).
- Seguimiento de la Primera Luz: 23:00* hora canaria (24:00* hora peninsular)

Primera luz del Gran Telescopio de Canarias

El Gran Telescopio CANARIAS verá su Primera Luz en el Observatorio Roque de los Muchachos, situado en la isla de La Palma, la noche del próximo 13 de julio. El acto contará con la presencia de S.A.R. el Príncipe de Asturias

SAR, el Príncipe de Asturias, Felipe de Borbón, gran aficionado a la astronomía y Astrofísico de Honor del Instituto Astrofísico de Canarias (IAC), dará inicio a la fase de ajustes o Commissioning del El Gran Telescopio CANARIAS (GTC) en un evento oficial al que asistirá el Director del IA-UNAM, José Franco. Las primeras captaciones de luz estelar que se realizan con el telescopio están destinadas a alinear perfectamente los 36 espejos que forman la óptica primaria. Esta fase dura alrededor de un año. El "Día Uno" es la fecha a partir de la cual, tras esa fase de pruebas y puesta a punto, el telescopio comienza a ser utilizado por la comunidad astronómica a la que va a servir. El año 2007 estará dedicado a esta fase de ajuste y será a partir de principios de 2008 cuando el telescopio sea usado por toda la comunidad científica.

Observando en luz visible e infrarroja, el GTC podrá llegar a ver los objetos celestes más distantes y débiles del Universo. Con él será posible captar el nacimiento de nuevas estrellas, estudiar más a fondo las características de los agujeros negros o descifrar los componentes químicos generados tras el Big Bang. Uno de sus objetivos emblemáticos es hallar planetas similares al nuestro en otros sistemas estelares.

La primera luz del telescopio óptico-infrarrojo de mayor tamaño del mundo (10.4m) será registrada por OSIRIS, un espectrógrafo cuyo diseño óptico fue realizado por la UNAM y con el que el IA se integró al proyecto.

Situada en la isla de La Palma (Islas Canarias), esta gran infraestructura científica cuenta con un espejo primario compuesto por 36 segmentos que, al acoplarse, forman una superficie equivalente a la de un único espejo circular de 10,4 m de diámetro. Pero el GTC no se diferencia de los demás telescopios sólo por su gran abertura, sino también por los instrumentos científicos con los que está equipado.

El GTC está equipado con una instrumentación focal que aprovecha al máximo sus posibilidades. La primera generación incluye 3 instrumentos: OSIRIS, un espectrógrafo de baja resolución con sistema de imagen; CanariCam, una cámara y espectrógrafo en el infrarrojo térmico; ELMER, un espectrógrafo que obtiene imágenes convencionales. Como instrumentos de segunda generación están EMIR, un espectrógrafo multiobjeto de gran campo que trabaja en el infrarrojo, y FRIDA, un instrumento que aprovecha la óptica adaptativa con una cámara espectrógrafo para el infrarrojo cercano con unidad de campo integral.

El IA-UNAM, el Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y Electrónica (INAOE) y el CONACYT se integraron al proyecto del GTC con una participación del 5%, además del diseño y construcción de instrumentos de vanguardia: OSIRIS, FRIDA y la Cámara de Verificación. En contrapartida, los astrónomos mexicanos obtendrán al menos el 5% del tiempo de observación. Además se tiene contemplado el intercambio de tiempo de observación entre el GTC y el Gran Telescopio Milimétrico (GTM) ubicado en la Sierra Negra de Puebla.

OSIRIS

Sistema Óptico para Imagen y Espectroscopía Integrada de Resolución Baja/Intermedia, (Optical System for Imaging and low Resolution Integrated Spectroscopy).

El instrumento OSIRIS representa el estado del arte in instrumentación astronómica. Su diseño óptico y la construcción de la cámara estuvieron a cargo del Instituto de Astronomía de la UNAM, en un consorcio con el Instituto de Astrofísica de Canarias y otras universidades europeas. Puede obtener imágenes directas del cielo y puede realizar espectroscopía de varios objetos a la vez. Trabaja en el rango visible, es decir, con la luz del cielo que es capaz de percibir el ojo humano. Entre otros resultados, proporciona nuevos datos a los científicos en diversas áreas de conocimiento de la Astrofísica, como las atmósferas de los planetas del Sistema Solar; los objetos compactos emisores de rayos X - posibles agujeros negros -; las supernovas muy lejanas - que sirven de referente para conocer la edad del Universo -; las llamadas explosiones de rayos gamma, (unas tremendas emisiones de energía cuyo origen se desconoce y que es preciso identificar); o la formación y evolución de las galaxias y los cúmulos de galaxias.

Además, OSIRIS incorpora el uso de filtros sintonizables. Estos permiten observar de manera muy precisa una línea determinada del espectro de luz, situada en cualquier posición dentro del rango visible.

INNOVACIONES: El poder de los filtros sintonizables

El poder de OSIRIS reside en los filtros sintonizables, que lo convierten en un instrumento único, novedoso y competitivo, exponente de la innovación y desarrollo tecnológico que exigen los instrumentos para grandes telescopios.

El concepto de filtro es familiar a todos los lectores, desde un filtro solar que permite observar el Sol con un telescopio, hasta un filtro para una cámara fotográfica o incluso unas gafas de sol. Un filtro para uso astronómico no es muy distinto: se encarga de seleccionar una parte de la luz que llega al instrumento para poder estudiar cada color separadamente. La única diferencia reside en la precisión y la calidad con que realiza su función.

Un filtro de los denominados de “banda ancha” solamente deja pasar uno de los colores del espectro, como si de un filtro coloreado se tratara. Los filtros de “banda estrecha” dejan pasar solamente una de las tonalidades de un mismo color. Dicho más técnicamente, dejan pasar un intervalo espectral menor. Los filtros de banda estrecha permiten estudiar con toda precisión la emisión del gas presente en galaxias como Andrómeda, nebulosas planetarias o regiones de hidrógeno ionizado como Orión con resolución espacial, lo que no permiten otras técnicas como la espectroscopía.

Existen multitud de zonas del espectro donde emite el gas de estos objetos, las llamadas “líneas de emisión”. Cada elemento químico emite varias de estas líneas en distintas zonas del espectro. Estas líneas proporcionan información muy valiosa sobre la temperatura, composición química, edad, características de la estrella joven y masiva que ioniza el gas, etc. Por tanto es de suma importancia poder observar el mayor número posible de líneas. Para complicar más el problema, las galaxias presentan el denominado “desplazamiento hacia el rojo” que consiste en que las líneas de emisión se desplazan a zonas más rojas del espectro de forma proporcional a la distancia que nos separa de la galaxia.

Sin embargo estos filtros “convencionales” solamente dejan pasar un color, tonalidad o rango espectral fijo. Si se pretende estudiar otro rango espectral distinto, bien porque se pretenda estudiar otra línea de emisión, bien porque se pretenda estudiar la misma línea en otra galaxia de un desplazamiento al rojo distinto, es preciso utilizar otro filtro.

En conclusión, para poder estudiar aspectos tales como la evolución de las galaxias que pueblan el Universo, sería preciso disponer de una gran cantidad de filtros convencionales de banda estrecha que cubriesen todo el rango espectral visible. De esta manera sería posible estudiar cualquier conjunto de líneas de emisión de cualquier galaxia independientemente de su desplazamiento al rojo. Esto, sin embargo, no es factible: ningún observatorio posee la gran cantidad de filtros necesaria debido a su coste prohibitivo. Es más, pocos observatorios tienen siquiera un número razonable de filtros que permita estudiar adecuadamente incluso galaxias próximas.

Los filtros sintonizables son la solución a este problema. Como su nombre indica, permiten variar a voluntad (sintonizar) tanto la longitud de onda como el ancho de banda o rango espectral que dejan pasar. Para ello constan de dos láminas de vidrio extraordinariamente planas y paralelas, muy próximas entre sí, con un recubrimiento reflectante interior. Tres piezoeléctricos situados entre las láminas permiten controlar con extrema precisión y rapidez el paralelismo y la separación entre las mismas. Para dar una idea de su precisión: si el filtro sintonizable tuviera un diámetro del tamaño de España, las irregularidades de sus caras tendrían una altura de 1 cm, mientras que la separación entre las láminas se ajustaría con una precisión de 2 mm. La parte del espectro, así como el rango espectral (ancho de banda) que se desea observar, viene determinada por la separación entre las láminas, que se puede cambiar en tan sólo una décima de segundo mediante los piezoeléctricos.

Un filtro sintonizable es extraordinariamente versátil: cada uno de los dos filtros sintonizables de OSIRIS equivale a 19.000 filtros convencionales. Puestos uno encima del otro alcanzarían una altura de 152 m, similar a la de la Torre Picasso en Madrid o la Torre Mapfre de Barcelona y 30 metros mayor que la altura de la Puerta de Europa en Madrid.

FRIDA

Cámara Infrarroja con Unidad de Campo Integral para el Sistema de Óptica Adaptativa del GTC, (“InFRared Imager and Dissector for the Adaptive Optics System of the GTC”)

FRIDA es un instrumento liderado por el Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (IA-UNAM), con la colaboración del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), la Universidad de Florida (EE.UU.), el Centro de Ingeniería y Desarrollo Industrial de México (CIDESI), la Universidad Complutense de Madrid (UCM), la Universidad de Marsella y el Laboratorio de Astrofísica del Observatorio Midi-Pyrénées (Francia).

FRIDA será el primer instrumento que aprovechará el haz corregido por el Sistema de Óptica Adaptativa del GTC. Esto significa que la luz pasa primero por el sistema de óptica adaptativa, que elimina en tiempo real las turbulencias con que nos llega la luz tras su paso por la atmósfera. Una vez libre de perturbaciones, la luz llega al instrumento FRIDA, cuya principal característica es disponer de una Unidad de Campo Integral (en ingles Integral Field Unit, IFU). Con ella entra en juego la denominada “Espectroscopía 3D”.

La Cámara de Verificación

La cámara de verificación es uno de los instrumentos que ponen a punto los 36 espejos del GTC, revisando su correcto alineaminento y curvatura para evitar el mínimo de aberraciones. Su diseño y fabricación estuvieron a cargo del IA-UNAM y del CIDESI.

El GTC supone un paso más en el afán del IAC por hacer ciencia competitiva e impulsar el desarrollo tecnológico e industrial. En su diseño, construcción y montaje han intervenido más de mil personas y un centenar de empresas. España, México y los Estados Unidos han colaborado para que este telescopio sea una realidad.

julio 02, 2007

Cofaseo, nuevo método para determinar parámetros orbitales de variables cataclísmicas

Astrónomos mexicanos establecen nuevo método para la determinar las órbitas y las masas de estrellas binarias como U Geminorum, prototipo de las Variables Cataclísmicas.

La portada de Julio de 2007 del Astronomical Journal, revista de prestigio internacional, está en esta ocasión dedicada al artículo de investigación:

U GEMINORUM: A TEST CASE FOR ORBITAL PARAMETER DETERMINATION,
De la cual son autores los astrónomos mexicanos Juan Echevarría, Eduardo de la Fuente y Rafael Costero, miembros, el primero y último del Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México, y el segundo del Departamento de Física de la Universidad de Guadalajara.

Dicha revista pone en su portada del mes una imagen del artículo más relevante de ese volumen, en esta ocasión una espectacular reconstrucción del disco de acreción alrededor de la estrella primaria que se ha formado por la transferencia de materia de la compañera debido a la fuerte atracción gravitacional que ejerce la estrella central.

La imagen publicada, que se reproduce aquí, nos explican los autores, “se trata de la llamada Tomografía Doppler, muy similar al proceso de tomografía médica que permite reconstruir o ver, partes del cuerpo humano. En este caso la imagen, que está en el espacio de velocidades, fue obtenida a partir de espectros de alta resolución, tomados con el espectrógrafo echelle del Telescopio de 2.1m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir”.

Es como si reconstruyéramos la imagen de un avión detectando sólo la velocidad de su sonido con un receptor doppler, semejante al que se usa para detectar a los automóviles que rebasan la velocidad permitida.

“La imagen es una reconstrucción del disco de acreción y sus alrededores, como el punto caliente de emisión que se muestra en rojo y que se produce por el choque del material que sale de la estrella secundaria al impactar el mismo disco de acreción muy cerca del llamado punto interior de Lagrange”.


El disco de acreción (dibujado en color azul) está formado por el material arrancado a su compañera, la estrella roja.


Los resultados importantes del artículo, nos vuelven a explicar los autores, “residen en dos puntos básicos: el primero es la determinación de la semi-amplitud de la curva de velocidad radial del disco de acreción, la cual, por primera vez se ha podido medir sin distorsiones, debido al estado del disco, y que muestra un valor idéntico al observado directamente en el ultravioleta sobre la enana blanca (la estrella central) por otros astrónomos; en segundo lugar, desarrollamos un método novedoso que llamamos cofaseo, que consiste en encontrar la semi-amplitud de la curva de velocidad radial de la secundaria, que no es detecta en el espectro visible. La nueva técnica consiste en cosumar espectros individuales en el mismo marco de referencia de la secundaria suponiendo una semi-amplitud inicial. Esto produce que las marcas individuales de la estrella secundaria aparezcan. Este proceso se repite hasta encontrar la mejor solución que da por resultado el valor de la semi-amplitud de la secundaria. El método ha sido exitoso, pues coincide con observaciones en el infrarrojo realizadas por otros astrónomos. Esto permitirá usar esta técnica de cofaseo en otros objetos”.

Las técnicas y los resultados fundamentales en este artículo le han permitido a los autores encontrar los parámetros físicos de esta importante binaria eclipsante. La estrella central o primaria tiene 1.2 veces la masa del Sol, mientras que la estrella secundaria tiene una masa tan solo 0.4 veces la masa de nuestra estrella. La separación de las dos estrellas es de tan solo 1.5 veces el radio del mismo Sol, mientras que las dos estrellas giran alrededor una de la otra en tan solo poco más de 4 horas.