manual oe informacion

MANUAL OE INFORMACION
ESO-CHILE
(Mayo 1996)
E.S.O.
EUROPEAN SOUTHERN OBSERVATORY
OBSERVATORIO EUROPEO AUSTRAL 0
ORGANlZACION PARA LA OBSERVACION ASTRONOMlCA
EN EL HEMISFERIO AUSTRAL (raz6n aoeial)
ESO Libraries
SOlJTf-IEI{N OI3SEI{VATOI{Y
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INTERNAL MEMORANDUM
ESO - CHILF
DATE: May 17, 1996
L
TO:
Director General
C.c.:
Head of Administration
FROM:
D. Hofstadt
OUR-REF.:
GG/96-062
17. Mai 1996
_J
This is the manual of General Information on ESO we have prepared here (mainly R. dc
Castro).
It is mainly oriented towards
OUf
activities in Chile.
I suggest to prepare a more general version in english (R. West).
E.S.O. IA SILLA
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E.S.O. SAN1lAGO
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E.S.O. IA SERENA
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I N D I C E
I.-
Informaci6n general sobre la ESO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
II .-
La ESO en Chi 1 e. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
III.-
La Silla, informaci6n general ........ '. . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
IV.-
La Silla, sus telescopios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
V.-
Principales descubrirnentos de La Silla . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
VI.-
Informaci6n general sobre el proyecto VLT . . . . . . . . . . . . . . 32
VII.-
Otros Observatorios en Chile . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
VIII.- Otros telescopios en el Mundo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
IX.-
Ubicandonos en el Universo, nociones basicas de
as tronorni a. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
I.- INFORMACION GENERAL SOBRE LA ESO
1)
~Cuando
y por que se forme la ESO?
La ESO se constituyo corno Organizacion Internacional
Intergubernamental en 1962 por iniciativa de cinco paises
europeos (Alemania, Belgica, Francia, Holanda y Suecia). En 1967
se incorporo Dinamarca; mas tarde, en 1982, Italia y Suiza.
Por tanto, la ESO esta formada por ocho paises europeos:
Alemania, Belgica, Dinamarca, Francia, Italia, Holanda, Suecia y
Suiza. Portugal participa corno observador y se integrara
plenamente en los proximos anos.
La ESO fue creada con el objetivo de adunar los esfuerzos de los
paises participantes para el desarrollo de un ambicioso y costoso
proyecto que dificilmente podia ser realizado por si solo por
cada pais: un observatorio astronomico en el Hemisferio Austral,
dotado de modernos y potentes instrumentos de observacion.
3)
~Por
que el Hemisferio Austral?
PRlMERO: porque el cielo deI Hemisferio Austral era poco
conocido, ya que la mayoria de los grandes instrumentos de
observacion astronomica estaban ubicados en el Hemisferio Norte.
SEGUNDO, porque las dos Nubes de Magallanes (la Grande y la
Pequena) se pu eden ver solamente en el Cielo Austral. Estas dos
galaxias son las mas cercanas a nuestra Galaxia: estan,
respectivamente, a una distancia de 170 y 250 mil anos luz de la
Tierra. Se trata de galaxias que forman parte, junto a la Via
Lactea (nuestra Galaxia) y otras, deI llamado "Grupo Local", el
pequeno conglomerado de galaxias que nos incluye. Por su cercania
son las unicas galaxias, fuera de la Via Lactea, donde se pueden
individualizar estrellas y por ende estudiarlas. EI estudio de
esas estrellas resulto ser especialmente valioso cuando en
Febrero de 1987 estallo una de ellas en la Gran Nube de
Magallanes: se trato de la primera supernova visible a ojo
desnudo despues de 500 anos.
1
Hernando de Magallanes, durante su viaje en 1527, fue el primer
navegante (por eso llevan su nombre) en utilizar las Nubes para
la navegaci6n en los mares deI Sur, ya que con ellas se puede
ubicar la posici6n deI Polo Sur. Esta se obtiene al proyectar un
tercer vertice de un triangulo equilatero imaginario cuyos otros
dos vertices se encuentran en el centro de las Nubes.
Recien en este Siglo se supo que las dos Nubes de Magallanes eran
galaxias.
TERCERO, porque desde el Hemisferio Austral es posible observar
mejor el Centro de nuestra Galaxia. Ademas, desde el Hemisferio
Austral se puede observar la mayoria de los cUmulos globulares,
la nebulosa Eta Carina y los cUmulos de galaxias Fornax y
Escultor, es decir sistemas que no tienen equivalentes en el
Hemisferio Norte.
3) lQue hace la ESO?
Por una parte, la ESO desarrolla, perfecciona, instala y mantiene
telescopios modernos de gran alcance y rendimiento, asi corno
sofisticados instrumentos de observaci6n astron6mica y sistemas
de reducci6n de datos.
Por otra, ofrece gratuitamente (viaje y estadia incluida) el uso
de esos telescopios einstrumentos a los cientificos de los 8
paises miembros y de Chile cuyos proyectos sean meritorios.
Cientificos de otros paises pueden tambien observar en los
telescopios de la ESO, siempre que sus proyectos sean meritorios
y que paguen los costos de viaje y estadia.
Ademas, la ESO promueve y organiza la cooperaci6n en la
investigaci6n astron6mica entre los paises miembros. La ESO
tambien esta empenada en prornover el desarrollo cientifico y
tecno16gico de Chile.
4) lDonde opera la ESO?
2
a) Al emania, sede central.
La sede central de la ESO esta instalada en Garching, en las
cercanias de Munich, Alemania. Ahi se encuentra el Centro
Administrativo, Cientifico y Tecnico de la Organizaci6n, las
Divisiones Cientificas y deI VLT, asi corno la Administraci6n y la
Oficina deI Director General. Ademas de laboratorios
especializados en la detecci6n de luz visible 0 infrarroja con
alta tecnologia, la sede en Garching incluye un gran Centro de
Calculo y el Centro de Control Remoto deI cual se pueden dirigir,
via satelite, las observaciones de varios telescopios de La
Silla. La sede de Garching alberga tambien el Centro de
Coordinaci6n Europeo deI Telescopio Espacial Hubble (HST).
En Garching trabajas alrededor de 160 personas.
b) Chile.
- Observatorio La Silla.
(Datos se veran mas adelante)
- Observatorio Paranal.
(Datos se veran mas adelante)
- Oficina de Santiago.
La sede de la ESO en Santiago, ubicadas en Vitacura, alberga las
. oficinas administrativas y de finanzas de las operaciones de la
ESO en Chile, asi corno un Centro Cientifico constituido per los
astr6nornos de la ESO residentes en Chile. Este Centro cuenta con
una Biblioteca especializada y una sala de conferencias donde
frecuentemente se realizan seminarios y encuentros con la
cornunidad cientifica chilena y extranjera residente en Chile. Los
terrenos donde estan ubicadas estas oficina le fueron donadas a
la ESO por el Gobierno de Chile en Agosto de 1964 y las oficinas
fueron construidas en 1967.
- Casa da Huespedes de Santiago.
Se trata da una casa ubicada en la Comuna de Las Condes donde se
hospedan los astr6nornos visitantes que pasan per Santiago. La
casa fue cornprada per la ESO en Marzo de 1965.
- Oficina de Antofagasta.
Oficina administrativa que corre con asuntos relacionados a la
construcci6n deI Observatorio en Cerro Paranal.
3
- Oficina de La Serena.
Ubicada en Av EI Santo 1535, esta oficina se ocupa de asuntos
relacionados con el trafico de pasajeros y mercaderia destinada a
La Silla.
5.-
~Por
que la ESO eligio Chile para instalar sus telescopios?
EI Desierto de Atacama de Chile presenta las condiciones
climäticas y atmosfericas mas favorables para la observacion
astronomica en el Hemisferio Austral. EI Desierto chileno es muy
seco, tiene montanas altas de facil acceso, y por estar
despoblado esta libre de contaminacion luminosa y deI aire.
Ademas, presenta un gran nUmero de noches despejadas al ano. Su
atmosfera posee, en algunas zonas, una cualidad muy apreciada por
los astronomos: es poco perturbada por las turbulencias
atmosfericas. Estas perjudican enormemente la nitidez con que se
percibe la imagen de una estrella en un telescopio optico, 10 que
los astronomos denorninan el "Seeing" de un sitio, un parämetro
que indica la calidad de la imagen recibida.
Por todas estas razones, algunos cerros deI Desierto de Atacama
de Chile presentan para la observacion astronomica condiciones
inigualables en el Hemisferio Austral.
Ademas de las razones climäticas y atmosfericas, la ESO tambien
tuvo que tomar en consideracion factores politicos, sociales,
economicos y culturales de Chile.
6.-
~Como
esta organizada la ESO?
Cada pais rniembro ejerce su control sobre la Organizacion a
traves deI Consejo, el organismo superior de la ESO
compuesto per dos delegados por pais. Cada pals tiene entonces
dos votos en el Consejo. EI Consejo esta a su vez asesorado por
el Caroite de Finanzas, integrado por un delegado por pais.
EI Consejo nombra al Director General, quien esta encargado de
llevar a cabo las politicas acordadas por el Consejo y es
responsable de la gestion administrativa y operativa de la
Organizacion.
4
EI Director General esta asesorado por tres Comites:
- Comite de Programas de Qbservaciön (OPC). Formado por
cientificos de los paises miembros, es el Comite encargado de
evaluar, en base a su merito cientifico, las propuestas de parte
de los cientificos de los paises miembros y de Chile para obtener
tiempo de observaciön en los diversos telescopios operados por la
ESO. Aströnomos de otros paises pueden tambien presentar sus
proyectos, pero a diferencia de los astronomos de los paises
miembros y chilenos, estos, en caso de que ser aprobados sus
proyectos, deben costearlos.
- Comite Cientifico y Tecnico (STC). Este Comite aconseja al
Director General y al Consejo en materias de politica cientifica
y de instrumentaciön cientifica. Participa activamente en la
definiciön de los respectivos programas. Esta compuesto per 10
cientificos pertenecientes a paises miembros.
- Comite de Usuarios (UC). Aconseja al Director General en
asuntos que se relacionan con el funcionamiento deI Observatorio
La Silla desde el punto de vista de los Aströnomos Visitantes
(VA), es decir de los usuarios. Esta compuesto por un aströnomo
por pais.
Chile esta representado en cada uno de los Comites de la ESO
citados arriba. Por ahora los aströnornos chilenos designados a
los 3 Comites de la ESO participan corno observadores. Estos se
desempenaran plenamente en sus cargos cuando el nuevo Acuerdo
Suplementario, Interpretativo y Modificatorio deI Convenio de
1963 que regula las relaciones entre la ESO y Chile (ver mas
adelante), firmado por el Ministro de Relaciones Exteriores de
Chile, Jose Miguel Insulza, y por el Director General de la ESO,
Profesor Riccardo Giacconi, el 8 de Junio de 1995, sea ratificado
por el Congreso de Chile y por el Consejo de la ESO.
7.- lCörno se financia la ESO?
Cada pais rniembro contribuye al presupuesto anual de la ESO
con un porcentaje fijo de su Producto Nacional Bruto (PNB). La
contribuciön maxima de un sölo pais no puede exceder el 27 por
ciento deI presupuesto total. Asi, Alemania participa con el 26
5
por ciento deI presupuesto anual. Siguen Francia e Italia con un
24 por ciento, aproximadamente. La contribuci6n de un pais corno
Dinamarca es alrededor de un 2,5 por ciento deI presupuesto
total.
8.- lCua1 es el presupuesto anual de la ESO?
En 1991 el presupuesto de la ESO aprobado por e1 Consejo fue
de 106 millones de marcos, es decir 74 millones de d6lares
(cambio = 1,43 marcos por dolar).
En 1992, fue de 115 millones de marcos
d6lares.
0
80 millones de
En 1993, de 125 millones de marcos
0
87 millones de d6lares.
En 1994, de 151 millones de marcos
0
106 millones de d61ares.
9.- lQuienes observan en los telescopios de la ESO?
Corno hemos dicho mas arriba todos los astr6nomos deI munde tienen
acceso a los telescopios de la ESO, siempre que sus proyectos
sean considerados meritorios por el Comite de Programas de
Observaci6n (OPC) de la ESO: el organismo encargado de evaluar
las propuestas presentadas y, segun su merito cientifico,
recomendar para ellas un tiempo de observaci6n en los distintos
telescopios de La Silla. Los integrantes deI Comite hacen de
jueces y califican las propuestas segun una escala de evaluaci6n
que va deI 1 (Sobresaliente) al 5 (Sin utilidad). EI OPC
recomendara el numero de noches de observaci6n para las
propuestas evaluadas con nota 2,5 (Bueno) 0 mejor. EI Director
General de 1a ESO es quien posteriormente asigna las noches
(horas en el SEST/placas fotograficas en el Schmidt) de
observaci6n.
Los astr6nomos que no pertenecen a instituciones cientificas de
los paises europeos miembros de la ESO 0 de Chile, cuyas
propuestas hayan obtenido una calificaci6n 2,5 0 mejor, deben
costear sus gastos de viaje y estadia en La Silla. La ESO se hace
6
cargo en cambio de la totalidad de los gastos de viaje (ida y
vuelta a La Silla desde los paises de origen) asi corno de los
gastos de estadia de los astronomos visitantes pertenecientes a
instituciones cientificas de los paises miembros de la ESO y de
Chile.
Cabe senalar, que si el cielo esta cubierto por nubes 0 si hay
demasiado viento 0 humedad, 10 que obliga al cierre de las
cupulas, el astronomo visitante pierde su noche y debe someter
nuevamente su propuesta al OPC para que se le reasigne una noche
de observaci6n en una proxima temporada. Por 10 general un
astr6nomo puede requerir meses 0 afios de trabajo para analizar
los datos de en una noche de observaci6n.
10.- lCuantos astronomos visitan La Silla durante el ano?
Todos los anos visitan La Silla entre 800 y 1.000 astr6nomos de
diversas nacionalidades.
11.- lCuantos astronomos chilenos observan en La Silla al ano?
Los astr6nomos chilenos siempre han tenido acceso a los
instrumentos de observacion de la ESO sobre la base de proyectos
competitivos en igualdad de condiciones con astr6nomos de los
paises miembros de la ESO e, incluso, de los astronomos
directamente empleados por la ESO. En estas condiciones, en el
ano 1992 los astronomos chilenos, por ejemplo, obtuvieron 48
noches en distintos telescopios de La Silla. Cabe senalar que el
nUmero de astronomos chilenos es muy reducido: 30 astronomos, de
los cuales solo 14 tienen un doctorado.
En un pr6xirno futuro, gracias al nuevo Acuerdo Suplementario,
Interpretativo y Modificatorio deI Convenio de 1993 entre Chile y
la ESO (aun no ratificado por el Congreso ni por el Consejo de la
ESO) , la ESO en reconocimiento al papel de Chile corno pais
anfitrion y para prornover el desarrollo de la astronomia en Chile
pond ra a disposicion tiempo de observacion a propuestas chilenas
cientificamente meritorias, libre de toda presi6n competitiva. De
este modo los astronomos chilenos que presenten propuestas
meritorias (la calificacion minima para su aceptacion sera para
los chilenos la nota 3 = Regular) tendran derecho a obtener hasta
7
un 10 por ciento deI tiempo de observaci6n de todos los
te1escopios que 1a ESO opera en La Si11a. Los cientificos
chilenos tendran tambien derecho a obtener hasta un 10 por ciento
deI tiempo de observaci6n deI nuevo megate1escopio VLT que 1a ESO
esta insta1ando en Cerro Paranal, en el entendido que 1a mitad de
este 10 por ciento estara dedicado a proyectos de astr6nomos
chilenos en cooperaci6n con astr6nomos de los paises miembros de
1a ESO.
12.- lCuanto cuesta una noche de observaci6n en La Sil1a?
Primer criterio:
Si al presupuesto de 1994 (151 mi110nes de marcos) 1e restamos
los fondos destinados al VLT (62,7 millones de marcos), resulta
que 1a ESO en personal, operaciones einversiones de capita1
gast6 88,3 mi110nes de marcos, es decir: 68 mi110nes de d61ares.
Si esa cifra 1a dividimos por 365 (los dias deI ano), 11egaremos
a 1a conc1usi6n que una noche de observaci6n en La Si11a cuesta
186.301 d61ares. Siendo 15 los te1escopios que operan en La
Si11a, e1 costo de una noche de observaci6n es de 12.420 d61ares
por te1escopio. Obviamente, se trata de una cifra bruta y s610
indicativa ya que por sus diferentes caracteristicas (tamano,
costo de construcci6n y de mantenci6n) cada te1escopio tiene un
costo de operaci6n distintos. Se ca1cu1a que e1 3,60 y e1 NTT
cubren mas deI 50 per ciento de los gastos de operaci6n.
Segundo criterio:
En 1994 los gastos de operaciones de 1a ESO en Chile amontaron a
39 mi110nes de marcos, es decir 27,5 mi110nes de d61ares. Esta
cifra dividida per 365 da 75.342 d61ares diarios. Si 1a
distribuimos en 15 te1escopios 11egamos a 1a cifra bruta de
5.022 d61ares diarios por te1escopio. Si e1 NTT gasta a1rededor
deI 25 per ciento deI presupuesto de La Si11a, 11egamos a que ese
s610 te1escopio cuesta 18.800 d61ares 1a noche de observaci6n.
13.- lQue idioma se hab1a en 1a ESO?
Aunque en 1a ESO no participa ningun pais de hab1a ing1esa, e1
idioma oficia1 de 1a ESO es e1 Ing1es.
8
II.- LA ESO EN CHILE.
1.- lBajo que rnarco legal opera la ESO en Chile?
Antes de decidir instalarse en Chile la ESO estudio la
posibilidad de construir un observatorio en Sudafrica. EI 6 de
Noviembre de 1963, al descartarse definitivamente la alternativa
sudafricana, la ESO firma con el Gobierno de Chile un Tratado
Internacional (conocido corno el "Convenio de 1963"), ratificado
por el Congreso chileno y convertido en Ley de la Republica de
Chile en 1964, donde el pais anfitrion reconocio la Personalidad
Juridica Internacional de la ESO y le otorgo, para facilitar la
instalacion y operacion de sus telescopios en Chile, las rnismas
i nmunidades, prerrogativas y privilegios concedidas con
anterioridad (1953) a la CEPAL, la Cornision Econornica de las
Naciones Unidas para America Latina y el Caribe.
2.- lQue es la inmunidad de jurisdicci6n?
Inmunidad de jurisdiccion significa que la ESO y sus propiedades,
asi corno sus funcionarios internacionales acreditados en el
Ministerio de Relaciones Exteriores de Chile, no pueden ser
sornetidos a juicio en los tribunales chilenos a no ser que la
rnisma Organizacion renuncie expresamente a ella. En el caso de un
funcionario, es el Director General de la Organizacion quien
decide si retirar 0 no la acreditacion de un funcionario en caso
de que este sea requerido por un tribunal chileno.
3.- lCuales son los privilegios y prerrogativas de la ESO?
Ademas de la inmunidad de jurisdiccion, la ESO goza de
franquicias aduaneras y de exenciones tributarias para todas las
actividades que se relacionan con el ejercicio de sus prop6sitos
en Chile: la investigacion astronornica en el Hemisferio Austral.
Es decir no pa ga derechos de aduana ni IVA para los bienes que
irnporta a Chile destinados a la investigacion astronomica. Los
funcionarios internacionales de la ESO tienen, corno todos los
diplomaticos residentes en Chile, algunas franquicias aduaneras.
9
4.- lLa ESO goza entonces de privilegios excepcionales?
Las inmunidades, prerrogativas y privilegios de la ESO no tienen
nada de excepcional: son comunes a todas los organisrnos
internacionales, las misiones diploroaticas y los consulados en
Chile y en todos los paises deI mundo. Por 10 demäs, a los otros
observatorios extranjeros que operan en Chile se les concedi6 por
ley las misrnas inrnunidades, prerrogativas y privilegios de la
ESO.
5.- GLas propiedades de la ESO en Chile, son territorio chileno?
Muchos confunden inmunidad de jurisdicci6n con
extraterritorialidad y, err6neamente, piensan que las propiedades
de la ESO (0 en este caso de cualquier Organismo Internacional)
no son parte deI territorio chileno. Es clarisirno-que las
propiedades de la ESO, como La Silla 0 Paranal, forman parte deI
territorio nacional deI pais anfitri6n. Chile por decisi6n
soberana ha concedido inrnunidad de jurisdicci6n a la ESO a traves
de la subscripcion de un Tratado con el propOsito de que la ESO
ejerza sin ingerencias externas de ningun tipo las actividades
definidas en ese mismo Tratado. Es evidente que la ESO 0 quien
sea que suscriba un Tratado con un Estado soberano no puede
realizar en el territorio de dicho Estado actividades ajenas a
las estipuladas en ese mismo Tratado: al hacerlo estaria
rompiendo el Tratado.
6.- GAdemäs deI Convenio de 1963 existen otros Acuerdos con
Chile?
a) Cuando al inicio de los anos Ochenta la ESO comenz6 a explorar
la idea de instalar en Chile un megatelescopio (10 que sera el
futuro telescopio VLT, el "Very Large Telescope") en un sitio
alternativo a La Silla se llevaron a cabo una serie de consultas
con el Gobierno chileno para establecer si era 0 no necesario un
nuevo Convenio con Chile para realizar ese proyecto. EI 24 de
Febrero de 1984, el Gobierno de Chile hizo saber a la ESO, a
traves de una Nota diplomatica, que no era necesario suscribir un
nuevo Tratado, ya que el de 1963 permitia a la ESO instalar
telescopios en otros lugares deI territorio nacional que no
10
fuesen el Cerro La Silla. A esta Nota Diplornatica el Gobierno de
Chile le dio el caracter de Acuerdo Suplementario Interpretativo.
b) En base a ese Acuerdo Interpretativo de 1984, el Ministerio de
Hacienda dicto dos Decretos Supremos (eI 445 deI 25 de Mayo de
1984 y el 25 deI 27 de Enero de 1985) donde se extienden las
exenciones tributarias de la ESO a todo el territorio nacional.
c) EI 19 de Octubre de 1988, con el Decreto Supremo N°861 deI
Ministerio de Bienes Nacionales, el fisco don6 a la ESO 72.500
hectareas de terrenos fiscales en torno a Cerro Paranal con la
condici6n de que la ESO, dentro de un plazo de 5 anos, iniciara
la construccion deI telescopio VLT. Si la ESO no iniciaba los
trabajos antes de ese plazo, perdia dichos terrenos. EI fisco
habia inscrito a su nombre esos terrenos en 1977.
d) Teniendo en cuenta el papel que ha jugado Chile como pais
anfitri6n durante los mas de 31 anos de presencia de la ESO en el
pais, los cambios cientificos y tecno16gicos sobrevenidos en
Chile y en el Mundo durante ese periodo y la necesidad de
ampliar, fortalecer y profundizar la cooperaci6n en materia
cientifica y tecno16gica, la ESO y el Gobierno de Chile han
firmado el 8 de Junio de 1985 un Acuerdo Suplernentario,
Interpretativo y Modificatorio deI Convenio de 1963.
La ratificaci6n de este acuerdo actualmente esta en tramite en la
Camara de Diputados.
PRlMERO, en este Acuerdo se establece, corno se ha visto arriba
(I,11), un rnecanismo de acceso privilegiado para los cientificos
chilenos a los telescopios de la ESO, garantizandoles un tiempo
de observaci6n (eI 10 por ciento) en las instalaciones de la ESO
en Chile.
SEGUNDO, a traves de este Acuerdo la ESO se compromete a
contribuir sustancialmente al desarrollo de la astronornia en
Chile y de las especialidades cientificas y tecno16gicas conexas.
Por su parte, el Gobierno de Chile se comprornete a dar una mayor
importancia al financiamiento de actividades de ensenanza e
investigaci6n en el campo de la astronornia.
TERCERO, la ESO se compromete a redactar dentro deI plazo de un
ano de la entrada en vigencia de este Acuerdo, un nuevo
11
reglamento para el personal chileno de la organizacion que
incorpore algunos preceptos de la legislacion laboral chilena
corno la libertad de asociacion y la negociacion colectiva.
7.- lCuanto gasta la ESO en Chile?
En 1994 la ESO gaste para sus operaciones en Chile 39 rnillones de
rnarcos, es decir 27 rnillones de dolares. De esta cifra, alrededor
de 10 rnillones de dolares fueron gastados directamente en Chile.
Se estima que esta cifra se triplicara cuando entre en
operaciones el telescopio VLT en Cerro Paranal.
8.- lCuantas personas trabajan para la ESO en Chile?
Personal Chileno .............. 139 (profesionales, täcnicos,
personal administrativo)
Contratistas en La Silla ...... 40, aproximadamente (area de
servicios corno aseö, mantencion de caminos, etc)
Contratistas en Paranal ....... 350, aproximadamente (ingenieros,
täcnicos y obreros de la construccion)
Personal Internacional ......... 48 (astronornos, ingenieros y
personal administrativo)
9.- lA parte de la observacion as tronorni ca , quä ha aportado la
ESO a Chile?
Durante sus mas de 31 anos de presencia en Chile la ESO ha
contribuido al desarrollo cientifico de las Universidades
chilenas.
Se ha preocupado per asistir a la labor educacional de las
escuelas y liceos de las rnunicipalidades vecinas a sus
observatorios.
12
Ha desarrollado una politica de difusion de la ciencia y de la
astronomia en Chile.
Y, por ultimo, se ha comprometido con el desarrollo comunitario
de las localidades vecinas.
A continuacion algunos ejemplos:
APORTES A LAS UNIVERSIDADES
- Equipamiento instrumental, computacional y permanentes aportes
a las bibliotecas deI Observatorio de Cerro Calan de la U. de
Chile y deI Departamento de Astronomia de la U. Catolica.
- Aluminizacion deI telescopio de 1 metro de la U.C.
Donacion a la U. de Chile de un astrolabio con su equipe
auxiliar, incluyendo el edificio que 10 alberga mas el
financiamiento de sus gastos operacionales.
- Donacion deI sistema de adquisicion de datos deI Radio
Observatorio de Maipu (U. de Chile), mas apoyo logistico
(automoviI) .
- Financiamiento de encuentros cientificos internacionales.
Pasajes y gastos de estadia en Europa a cientificos chilenos.
-
(?)Subscripciones arevistas cientificas.
APORTES A LA EDUCACION LOCAL.
- Seis becas de estudio a hijos de profesores rurales de la IV
Region.
- Utiles de estudio para los alumnos de escasos recursos en la IV
Region.
- Aportes al Comite Regional de Alfabetizacion de la IV Region.
- Computadores y apoyo en informatica educacional a las escuelas
y liceos de la Municipalidad de Taltal, II Region.
Practicas de estudio a decenas de estudiantes cada ano.
13
DIFUSION DE LA ASTRONOMIA EN CHILE
- Programa de visitas guiadas a la Silla. Colegios y liceos todos
los sabados; al publico en general, todos los primeros säbados
deI meso
Donacion de equipo audiovisual para la Sala de Astronomia deI
Museo de Ciencia y Tecnologia de Santiago.
- Gran Exposicion ESO de Astronomia en la Casa Central de la U.
de Chile, en Concepcion, Antofagasta, La Serena,
Ovalle, Valparaiso, Taltal. La exposicion de la ESO, 0 parte de
ella, ha sido continuamente expuesta en liceos, centros
academicos y comerciales. Cada vez con el apoyo de charlas
realizadas por astronomos de la ESO.
- Apoyo a Asociaciones y grupos de Astronomos Aficionados:
Charlas, subscripciones arevistas especializadas, donacion
de instrumentos usados.
- Charlas de astronomia, entregadas por astronomos de la ESO, en
colegios, liceos, teatros, radios.
- Auspicio de eventos culturales.
- Entrega de informacion cientifica de parte de la Oficina de
Relaciones PUblicas de la ESO a radios, diarios y canales de
television chilenos. Por ejemplo, durante la colision deI
Cometa SL/9 con Jupiter.
- Politica de puertas abiertas en La Silla y Paranal a los
periodistas de medios de comunicacion chilenos.
- Participacion de la ESO, con stands y telescopio, en ferias y
fiestas locales. Ejemplos: La Verbena en La Serenai La FINOR de
Penuelas en Coquimbo. Fiesta de Aniversario de Taltal.
14
APORTES AL DESARROLLO COMUNITARIO
- Entrega de alimentos basicos a colegios e instituciones de la
IV Region.
Donacion de material usado a varias fundaciones (CONAPRAN,
Hogares de Menores) .
- Donaciones a los damnificados deI terremoto de 1985 y de los
aluviones de Antofagasta y Santiago, deI 1991 y deI 1993,
respectivamente.
- Donaciones al Cuerpo de Bomberos y Carabineros de Chile de la
IV Region.
- Donacion de una ambulancia a la Posta de Guanaqueros.
- Donacion de un bus, de un camion y de varios vehiculos a la
Municipalidad de la Higuera.
- Aporte (arriendo de motoniveladora y prestamo de un cam~on
cisterna) para la ampliacion de la pista de aterrizaje La
Florida de La Serena.
15
III.-
EL OBSERVATORIO LA SILLA
Informacion general
La Silla con sus 14 telescopios opticos de espejos de diämetros
de hasta 3,6 metros y su radiotelescopio de 15 metros es uno de
los mas grandes y modernos centros de observacion astronomica deI
mundo.
1.- lCuales son las caracteristicas geograficas de La Silla?
La Silla esta ubicada en la IV Region, a 150 kilometros al norte
de La Serena. EI camino de acceso al Observatorio esta en el
kilometro 600 de la Panamericana Norte. EI Observatorio se
encuentra a 2.400 metros por sobre el nivel deI mar en una zona
libre de contaminacion luminosa, de humo y polvo. EI Cerro La
Silla se distingue ademäs por su gran nUmero de noches de cielo
totalmente despejado, alrededor de 300 noches despejadas al ano.
2.- lComo se instalo la ESO en La Silla?
Antes de decidirse por el Cerro La Silla la ESO estudio las
condiciones climaticas y atmosfericas de diversos cerros en la
III y IV Region. EI 30 de Octubre de 1964, firme un contrato de
compraventa con el Gobierno de Chile adquiriendo deI fisco 62.700
hectareas que incluian el Cerro La Silla. EI precio de compra de
esa extension de terreno fue 8.000 dolares. Meses mas tarde,
aparec~o una familia (Urrizar) con titulos sobre la parte sur de
los terrenos que la ESO habia comprado al fisco. Para evitar un
largo juicio la ESO lIege a un arreglo con la familia Urrizar y
le compro sus derechos por 6.000 dolares adicionales.
En los anos Ochenta, la ESO compro al fisco 21.600 hectareas
adicionales en la zona nor-oeste para construir una pista de
aterrizaje. 25.000 dolares fue el precio que se pago por esos
terrenos.
3.- lCuantas hectareas tiene La Silla?
Los terrenos de La Silla abarcan 84.300 hectareas.
16
4.-
~Cuantas
hectareas tienen los otros observatorios en Chile?
El Observatorio de Cerro Totolo, ubicado en el interior del Valle
del Elqui, VI Region, tiene 33.000 hectareas de terreno.
El Observatorio Las Campanas, situado 30 kilometros al
La Silla, abarca alrededor de 20.000 hectareas.
5.-
~Por
norte de
que los observatorios requieren de terrenos tan vastos?
Todos los observatorios astronomicos deI munde requieren de una
vasta zona de proteccion para asegurar condiciones optimas de
observaci6n, evitando la contaminaci6n luminosa, asi corno las
nubes de pelvo y humo. Los grandes enemigos de la observacion
astron6mica son los poblados, las ciudades y, sobre todo, las
faenas mineras.
6.-
~Que
pasa con los derechos mineros de los Observatorios?
Una de las condiciones que determina la eleccion de un sitio de
observacion es que alli no existan yacimientos mineros de
importancia. Cuando en las vecindades deI sitio elegido hay ya
pequefias minas en explotaci6n los Observatorios suelen adquirir
los derechos de los propietarios. Ademas, en Chile todos los
observatorios estan protegidos per Decretos Supremos deI
Ministerio de Mineria que declaran los terrenos de protecci6n de
los observatorios "zona de interes cientifico", prohibiendo toda
explotaci6n minera.
7.-
~De
adonde se obtiene el agua para La Silla?
EI agua da La Silla proviene de 6 pozos de 18 profundidad
ubicados en la Quebrada Pelicanos, donde esta la perteria y el
porton de ingreso. De ahi el agua es bombeada hacia los estanques
de La Silla, ubicados mas de 1.600 metros mas arriba y se
mineraliza para su distribucion. La Silla gasta 35 metros cubicos
al dia.
17
8.- lDe adonde se obtiene la energia electrica?
EI Observatorio La Silla se abastece de electricidad de la red de
ENDESA y gasta 600 KW por hora. En caso de un corte accidental
deI suministro, los telescopios de La Silla se conectan
automaticamente con sus propios grupos electrogenos.
9.- lComo se comunica La Silla con el mundo?
Ademas de los normales sistemas de radio y de telefonos/fax e de
estar conectado a la Red Internet, La Silla cuenta con una antena
ENTEL que permite una cornunicacion directa con todos los centros
de la ESO. Esta antena se comunica con un satelite, haciendo
posible el traspaso de todo tipo de datos, incluso imagenes de
observacion y la operacion por control remoto de algunos
telescopios desde Garching.
10.- lCuanta gente vive en La Silla y en que condiciones?
En La Silla pernoctan habitualrnente alrededor de 150 personas.
Operan dos sistemas de turnos: de lunes a viernes, para el
personal administrativo; de martes a martes, para los
profesionales, tecnicos y personal de apoyo logistico (en este
caso el personal tiene 6 dias de descanso en sus hogares) .
EI personal internacional corno el personal chileno cornparte los
rnismos espacios de servicios y recreacion: cornedor, salas de
cine, video, television, biblioteca, gimnasio, multi-cancha de
futbol, voleyball y tenis.
Los astronornos visitantes se alojan corno el personal de la ESO
(internacional y chileno), en dormitorios privados con banos
individuales. Existe ademas un Hotel para visitas excepcionales.
La Silla es corno una pequena ciudad: tiene una posta de primeros
auxilios, una ambulancia, un carro hornha, bodegas, talleres
mecanicos, oficinas, garajes, estacion de servicio, oficina de
comunicaciones y correo, pista de aterrizaje, etc.
11.- lCuando se inauguro La Silla?
18
EL Observatorio La Silla se inaugur6 oficialmente el 25 de Marzo
de 1969. Al acto asistieron. mas de 300 invitados, encabezados por
el Presidente de la Republica, Eduardo Frei Montalva, el Ministro
de Relaciones Exteriores, Gabriel Valdes, el Ministro de
Educaci6n de Suecia, Olof Palmer, el Presidente deI Consejo de la
ESO, J.H. Bannier, y el Director General de la ESO, Otto
Heckmann.
19
IV.- EL OBSERVATORIO LA SILLA
sus telescopios
La Silla, por el nUmero y la calidad de sus telescopios, es uno
de los Observatorios mas grandes e modernos deI mundo.
1.-
~Cuantos
telescopios operan en La Silla y cuales son?
Actualmente en La Silla esta operando 15 telescopios. Estos son:
- EL RADIOTELESCOPIO SEST (TELESCOPIO SUBMILIMETRICO SUECO Y ESO)
- EL ESO 3,60 METROS
- EL NTT (TELESCOPIO OE NUEVA TECNOLOGIA) OE 3,5 METROS
- EL ESO/MPI 2,2 METROS
- EL OANES OE 1,5 METROS
- EL ESO OE 1,5 METROS
- EL CAT (TELESCOPIO AUXILIAR COUOE) OE 1,4 METROS
- EL ESO FOToMETRICO OE 1 METRO
- EL SCHMIOT OE 1 METRO
- EL MARLY OE 1 METRO
- EL HOLANOES OE 0, 9 ME TROS
- EL GINEBRA OE 0,9 METROS
- EL BOCHUM 0,6 METROS
- EL ESO 0,5 METROS
- EL OANES OE 0,5 METROS
20
2.- tCuando se insta16 el primer telescopio y cual es?
EI primer telescopio que se insta16 en La Silla fue el Telescopio
Fotometrico ESO de 1 metro. Oper6 por primera vez en Diciembre
de 1966.
3.- tCuando se insta16 el ultimo telescopio y cual es?
EI Telescopio de Nueva Tecnologia (NTT) fue inaugurado el 5 de
Febrero de 1990.
4.- tCuales son los 4 telescopios mas importantes de La Silla?
Los 4 telescopios mäs importantes son: el 3,60, el NTT, el 2,20 y
el SEST.
EL TELESCOPIO ESO 3,60 METROS
5.- tCuando vio la luz el 3,60?
EI 3,60 vio su primera luz la noche deI 7 al 8 de Noviembre de
1976, despuas de 8 anos de diseno, desarrollo y construcci6n.
6.- tCuales son las caracteristicas principales deI 3,60?
EI 3,60 tiene una montura ecuatorial en herradura. Esta equipado
con 4 focos: f/8 Cassegrain; f/3 Primario; f/32 Coude; y f/35
Cassegrain Infrarrojo.
7.- tCual es el espesor deI espejo deI 3,60, de qua material esta
hecho y cuanto pesa?
EI espejo deI 3,60 tiene un espesor de 50 cm, esta hecho de
silice fundido y pesa 11 toneladas.
21
8.- lCuanto pesa la montura deI 3,60?
La montura deI 3,60 pesa ..... ?, 10 que causa enormes
dificultades mecanicas para moverl0 y mantenerlo en posici6n con
la precisi6n requerida.
9.- lCuales son los instrumentos y detectores que operan en el
3,60 y para que sirven?
EI 3,60 cuenta con los siguientes instrumentos y detectores:
- EI EFOSC1 mas CCO: imagen, espectrografia y polarimetria en el
rango visible.
- EI CASPEC mas CCO: espectrografia con alta resoluci6n.
- EI TIMMI con su detector: imagenes a 10 micrones (infrarrojo).
- EL ADONIS con sus detectores: sistema de 6ptica adaptativa que
produce imagenes en el infrarrojo cercano de 1 a 5 micrones.
10.- lQue altura tiene el edificio y la cupula deI 3,60 y cuanto
pesa?
La cupula deI 3,60 pesa 400 toneladas. EI edificio mas la cupula
tienen una altura de 45 metros y un diämetro de 30 metros.
11.- lQue es la 6ptica adaptativa, donde ha sido probada y cuales
son sus ventajas?
Es un sistema para corregir las turbulencias atmosfericas de
manera de obtener imägenes con la mejor resoluci6n posible. Ha
sido probado con axito en el 3,60. Con este sistema se obtienen
imägenes mas nitidas, 0 sea se mejora substancialmente e1
"seeing" de un lugar. (Ver mayor informaci6n en el folleto de la
ESO) .
EL CAT (TELESCOPIO AUXILIAR COUDE) OE 1,4 METROS
112.- lQua caracteristicas tiene, por qua se construy6, para que
sirve su instrumento?
22
Es un telescopio de 1,4 metros de diämetro, con un foco Coude,
que utiliza exclusivamente el espectr6grafo de muy alta
resoluci6n CES, cuando este no esta siendo utilizado por el 3,60.
Por esta raz6n fue construido a un costado deI 3,60. EI
espectr6grafo CES, usado tambien por el 3,60, esta instalado en
una sala deI 4to. pisa deI edificio deI 3,60. La sala de control
deI CAT tambien se encuentra en ese piso.
EL NTT (TELESCOPIO OE NUEVA TECNOLOGIA)
13.- lPor que fue construido?
EI NTT fue construido para probar una seria de innovaciones
tecnicas en vistas de facilitar las operaciones, incrementar la
eficiencia y la confiabilidad de los telescopios. Asi corno,
reducirsu costo total a un tercio deI precio de un telescopio
tradicional.
EI NTT ha servido corno prototipo para el diseno deI VLT (Very
Large Telescope), el rnegatelescopio de la ESO hoy en construcci6n
en Cerro Paranal.
EI NTT fue costeado gracias al ingreso a la ESO de Italia y Suiza
en 1982.
14.- lCuales son las principales innovaciones tecnicas deI NTT
respecto a los telescopios tradicionales?
EI NTT presenta innovaciones en el campo de la 6ptica, de la
rnecanica, y deI diseno deI edificio. Estas innovaciones se pueden
resumir asi:
- Öptica activa
- Cambio rapido deI haz de luz entre instrumentos
23
diferentes
- Montura alt-acimut de muy alta precision para
apuntar y seguir objetos celestes
- moderne sistema de control flexible y de facil
acceso para el operador
- posibilidad de control remoto desde Garching
- Estructura de cupula abierta
- Edificio compacto que rota junto con el telescopio
OPTlCA ACTIVA
15.- lCual es el diametro, el espesor y el pese deI espejo
primario deI NTT?
EI NTT tiene un espejo de 3,58 metros de diametro. Su espesor es
de 24 cm y pesa 6 toneladas (poco menos de la mitad deI espejo
deI 3,60). Esta hecho de zerodur, una ceramica de vidrio que no
sufre variaciones con el frio 0 el calor.
17.- lQUe es el principio de optica activa que opera en el NTT?
Siendo el espejo deI NTT muy delgado, comparado a los
tradicionales, este esta sometido a flexiones provocadas por
saltos de temperatura y por el cambio de su posicion. EI
principio de optica activa consiste en corregir por medio de 78
pistones 0 soportes moviles la superficie deI espejo para
mantener su forma optima. Para obtener esta correccion se
visualiza la imagen de una estrella de control para analizar las
correcciones que deben ser aplicadas en cada piston con el objeto
hacerla 10 mas nitida posible.
MEcANlCA:
18.- lPor qua el NTT esta montado en una estructura alt-acimut?
Una estructura alt-acimut significa que el telescopio se mueve
alrededor de un eje vertical y uno horizontal. Esto simplifica el
diseno mecanico de la montura deI telescopio y su facil traslado
a otro lugar ya que a diferencia de las estructuras ecuatoriales
tradicionales no esta calibrada para un lugar determinado.
Uno de los requisitos deI NTT era poder intercambiar facilmente
24
el trayecto deI haz de luz hacia varios modernos instrumentos de
gran volumen y peso. Esto no era posible utilizando un
tradicional foco Cassegrain, corno en el 3,60. Por eso el NTT fue
equipado solamente de focos Nasmyth que dirigen la luz hacia cada
lade de la montura. Con este diseno se requeria que los
instrumentos estuviesen fijos y alineados con el foco deI
telescopio. Oe ahi la idea natural de hacer girar el edificio,
donde estan instalados los instrumentos, con el telescopio. La
estructura alt-acimut hacia este acoplamiento posible.
19.- lCuanto pesa la estructura mecanica deI NTT y que
caracteristicas tiene?
La estructura (montura) deI telescopio NTT pesa 110 toneladas y
tiene 8 metros de alto. Siendo mas liviana que las de costumbre
puede ser movida con mas facilidad y precision. Los ejes deI
telescopio son movido per servos enfriados por ag.ua y el sistema
de control deI posicionamiento permite una precision absoluta con
un margen de error de 1 arcosegundo. Esto no se obtiene en ningun
otro telescopio de este tamano.
EOIFICIO:
20.- lCuales son las caracteristicas deI edificio deI NTT?
EI edificio rotante tiene una forma octogonal inusual, disenada
para asegurar una exposicion maxima deI telescopio al exterior
durante las observaciones, protegiendo la estructura deI viento y
deI polvo. Por eso la "cupula" se abre por completo dejando un
corredor donde se encuentra el telescopio. La estructura esta
controlada termicamente para no introducir perturbaciones deI
aire al interior. EI edificio tiene 18 metros de alto por 17
metros de ancho y pesa solamente 250 toneladas.
21.- lQue instrumentos y detectores operan en el NTT, para que
sirven?
- EMMI mas CCOs: obtencion de imagenes, espectrografia y
polarimetria en el rango visible.
25
- SUSI mas CCO: obtenci6n de imagenes con muy alta resoluci6n
(utilizado prioritariamente y solo cuando el seeing es muy
bueno)
- IRSPEC mas su detector: espectroscopia en el infrarrojo cercano
(de 1 a 5 micrones)
22.- lCual ha sido el rendimiento deI NTT, comparado con el 3,60
y con los demas telescopios tradicionales?
Ha sido reconocido por la comunidad cientifica como una
"revoluci6n en 10 que se refiere a la resoluci6n de imagenes
obtenida desde la Tierra". Por ser las imagenes mas nitidas, la
luz emitida por los cuerpos celestes es mas concentrada y, por
ende, se pueden detectar con el NTT objetos que serian invisibles
a traves de telescopios deI mismo tamano e incluso mas grandes.
Oe hecho el NTT permite ver objetos de magnitud 23, mas debiles
que el fondo deI cielo.
23.- lCuanto cost6 construir el NTT, comparado con el 3,60?
EI NTT cost6 25 millones de marcos, es decir 17,5 millones de
d6lares. Un tercio de 10 que cost6 el 3,60.
OTROS TELESCOPlOS
24.- lCuales son las caracteristicas deI SEST?
EI SEST es un radiotelescopio que opera en las ondas
submilimetricas. La superficie recolectora se aproxima a un
espejo de 15 metros de diämetro y esta hecho en fibra de carbono.
Es el unico instrumente de este tipo en el Hemisferio Austral.
25.- lCuales son la caracteristicas deI ESO/HPI de 2,20 metros y
de sus instrumentos?
Es un te1escopio tradicional con una montura ecuatoria1 en
herradura, corno e1 3,60. Tiene un foco infrarrojo que permite la
obtenci6n de imagenes entre 1 y 5 micrones (IRAC) y un foco para
el espectro visible unti1izado con EFOSC2 que permite 1a
obtenci6n de imagenes y de espectros.
26
26.-
~Para
que sirve el Schmidt?
Un Schmidt es un telescopio cuyo espejo primario tiene una
curvatura esferica propia para la obtenci6n de imägenes
fotogräficas de alta calidad, con un gran campo. Por 10 tanto, el
Schmidt de 1 metro de La Silla esta dedicado principalmente a la
realizaci6n de un Atlas deI Hemisferio Austral.
27.- ~Que telescopios pueden ser manejados desde Garching por
control remoto?
EI NTT, el 2,20 y el CAT.
27
v.-
PRINCIPALES DESCUBRIMIENTOS REALIZADOS EN LA SILLA
A continuacion un resumen de los principales descubrimientos
hechos desde La Silla en los ultimos 10 anos:
a) SISTEMA SOLAR
- Descubrimiento de un anillo alrededor deI Planeta Neptuno.
(Agosto, 85)
Primera observacion deI cometa Halley despues de su pasaje
detras deI Sol. (Febrero, 86)
- Descubrimiento de hielo en el cometa Halley.
(Abri 1 , 86)
- Primera determinacion de los tamanos de Pluton y Caron, y de
sus orbitas. (Noviembre, 86)
- Fotos deI cometa Halley a 1.250 millones de kilometros (11h35).
Nunca se habia visto un cometa tan lejos deI Sol. (Julio, 88)
- Descubrimiento deI cometa Wilson.
(89)
- Fotos deI cometa Halley a 1.870 millones de kilometros (16h20).
(Febrero, 90)
- Observacion de los cometas Austin y Levy.
(Septiembre, 90)
- Observacion de la colision deI cometa Schoemaker Levy 9 con
Jupiter. (Julio, 94)
b) ESTRELLAS Y NEBULOSAS
- Fotografia en el infrarrojo cercano de un disco alrededor de la
estrella cercana Beta Pictoris. EI disco tendria un diämetro 3
veces superior al de nuestro sistema Solar (80.000 millones de
28
km), y se supone que puede dar nacimiento a un sistema
planetario. Beta Pictoris es una estrella relativamente joven
(1.000 rnillones de anos, 1/5 de la edad deI Sol) y esta a 50
afios luz de la Tierra. (Diciembre, 86)
- Prirnera imagen de una estrella durante su rapida transici6n de
una gigante roja a una enana blanca (OH231.8-4.2).
(Febrero, 87)
Descubrirniento que la famosa estrella super-masiva Sanduleak
66-41 era en realidad un cUmulo rnuy cornpacto de estrellas
calientes azules. Se estimaba que esta supuesta estrella tenia
una masa 120 veces el Sol, 10 que estaba en contradicci6n con
los calculos te6ricos que decian que una estrella mas masisa
que 60 veces el Sol debia ser inestable. (Mayo, 88)
- Observaci6n de la estrella mas distante jamas vista. Se trata
de una Supernova en el cUmulo de galaxias ACl18 a una distancia
de 5.000 millones de anos luz. Explot6 cuando se formaron
nuestro Sol y sus planetas. (Septiembre, 88)
- Descubrirniento de la nebulosa planetaria "Cangrejo Austral".
Esta estrella simbi6tica (He2.104) es un sistema binario, donde
una estrella chica caliente (enana blanca 0 de la secuencia
principal) orbita alrededor de una gigante roja. EI sistema
esta rodeado de una capa de gas y/o polvo. Estamos frente a una
de las ultimas etapa de vida de una estrella corno el Sol.
(Enero, 89)
- Descubrirniento de vestigio deI violento nacirniento, hace 4.700
rnillones de
anos, de una estrella (HH-l11) corno el Sol
situada a 1.500 afios luz: se observo un "chorro" supersonico de
mas 2 anos luz de extensi6n, 10 que es mas de 23 rnil veces el
tamano de nuestro sistema planetario. (Julio, 89)
c) SUPERNOVA SN1987A
- Ultima fotografia a color algunas horas antes de la explosi6n.
(23 de Febrero, 87)
- Descubrimiento de ecos de luz alrededor de la supernova debido
a nubes rnoleculares y de polvo situadas entre la supernova y
nosotros. (Marzo, 88)
- Observaciones en el infrarrojo revelan la presencia de una
29
fuente de energia central: se puede tratar de un pulsar 0 de
energia producida por reacciones radioactivas desconocidas.
(Enero, 90)
d)
-
GALAXIAS
de la distancia de la radio-galaxia NGC 5128
(Centaurus A). Esta se encuentra a 7-10 millones de
afios
luz, 3 0 4 veces mas lejos que Andromeda, y por ende
podria tratarse de un miembro de nuestro grupo local. Tiene una
estructura muy particular. Podria ser el resultado de la
colision de dos galaxias. Se trata de un objeto de alta
trascendencia para la astrofisica moderna. La energia radio
que emite equivale a la converS10n en energia pura
de una masa equivalente a 10.000 soles. Esta estimacion de la
distancia fue realizada a raiz deI estallido de la
supernova SN1986G. (Mayo, 86)
Dete~inacion
- Descubrimiento de actividad similar a la de un cuasar a una
distancia de 30.000 afios luz deI centro de una radio-galaxia
(PKS 2152-69) relativamente cercana y normal, situada a 500
millones de afios luz. (Enero, 87)
- Descubrimiento de un agujero negro en Arakelian 120, cuyo
centro esta rodeado por un disco gaseoso que gira muy
rapidamente (a 2100 km/seg). La Galaxia esta situada en Orion a
500 millones de afios luz y tiene una masa equivalente a
70 millones de soles. (Junio, 87)
- Descubrimiento de la Galaxia "normal" (emision de energia deI
orden de la Via Lactea) mas distante de nosotros, con un
redshift de 1, es decir que su luz fue emitida cuando el
Universo tenia un tercio de su edad actual. Se trata de la
galaxia G0129-190. (NTT, Octubre, 90)
- Primera
fuentes
situado
fuentes
imagen deI centro de nuestra Galaxia que muestra dos
de radiacion (GZ-A y GZ-B). EI centro esta
a 28.000 afios luz deI Sol. Es posible que una 0 las dos
sean agujeros negros (NTT, Octubre, 90)
30
e) COSMOLOGIA Y CUASARES
Detecci6n por primera vez deI elemento radioactivo Thorium-232
en estrellas, 10 que permiti6 deducir que el Universo es mas
joven de 10 que se pensaba. (Julio, 87)
- Descubrimiento deI primer cuasar doble (001145-071) de una masa
superior a varios centenares de miles de millones de veces la
masa deI sol. Esta observaci6n soporta la interpretaci6n,
generalmente aceptada, que los cuasares son los nucleos activos
de galaxias lejanas. (Julio, 87)
- Descubrimiento deI cuasar (QOOO-26) mas distante deI Uni verso,
con un redshift de 4.11, 10 que significa que se aleja a una
velocidad correspondiente al 93 por ciento de la velocidad de
la luz y que 10 observamos corno estaba cuando la edad deI
Universo era solamente 1/10 de la actual. EI espectro confirma
la existencia de galaxias a tan gran distancia y a tan
temprana edad deI Uni verso. (Septiembre, 87)
- Descubrimiento de un nuevo sistema de lente gravitacional (eI
primero fue descubierto en 1979). Se trata deI UM 673, Y por la
primera vez fue detectado con observaciones puramente 6pticas.
Los cuasares son los objetos mas lejanos y luminosos deI
Universo. Si una galaxia esta en la linea de mira de un cuasar,
el resultado de la curvatura gravitacional de la luz -predicha
por Einstein- puede ser tal que mas de una imagen de este
cuasar puede ser vista desde la Tierra. Este fen6meno es
llamado "Iente gravitacional". EI cuasar UM 673 tiene un
redshift de 2.72 10 que significa que se aleja de nosotros al
86 por ciento de la velocidad de la luz y que se encuentra a 13
mil millones de anos luz.
La galaxia tiene un redshift de
0.49 y pesa 240 mil millones de veces el pese deI sol.
(Octubre, 87)
Obtenci6n deI primer espectro deI arco luminoso conocido corno
Abell 370, demostrando que se trata de un "anillo
gravitacional", el caso limite deI "Iente gravitacional". EI
cuasar correspondiente a Abell 370 esta a 7.500 millones de
afios luz y la galaxia que produce ese anillo esta a 4.600
millones de afios luz. (Noviembre, 87)
- Descubrimiento deI cuasar Trebol (Hl143-117), la cruz de
Einstein, otro caso de espejismo gravitacional. (Julio, 88)
31
VI.- INFORMACION GENERAL SOBRE EL PROYECTO VLT
EI VLT (Very Large Te1escope 0 Te1escopio de Gran Apertura) es e1
megate1escopio que 1a ESO esta insta1ando en el Cerro Paranal, 11
Region. Se trata deI proyecto astronomico mas grande y ambicioso
deI mundo. Equipado con los instrumentos mas modernos y
sofisticados e insta1ado en un sitio de caracteristicas
astronomicas exce1entes, e1 VLT podra en pocos anos captar 1a 1uz
que han recogido todos los te1escopios deI mundo, desde 1a epoca
de Ga1i1eo hasta 1a fecha.
1.- lDonde esta ubicado e1 Cerro Paranal?
EI Cerro Paranal esta ubicado 130 a1 sur de Antofagasta (120
kilometros al norte de Taltal) y a 20 kilometros de 1a costa.
EI Cerro tiene una altura de 2.660 metros. Para hacer espacio a
los te1escopios deI VLT, su cumbre fue rebajada en 28 metros.
2.- lCuales son las ventajas de Paranal respecto a La Silla?
Mas noches despejadas al ano y menos humedad (10 que favorece las
observaciones en el espectro infrarrojo). EI "seeing" en Paranal
es tambien, por 10 general, mejor que en La Sil1a.
3.- lCuales seran las caracteristicas deI VLT?
EI VLT estara formado por 4 telescopios 0 unidades de espejos
primarios de 8,2 metros de diametro cada uno y de solo 17 cm de
espesor, ordenados en una configuracion trapezoidal. Cuando 1a
1uz de los 4 espejos se combine opticamente, el VLT sera
comparable a un telescopio con un espejo de 16 metros de
diametro. Cada telescopio deI VLT estara dotado de los sistemas
de optica activa y adaptativa desarro11ados por 1a ESO, y podra
tambien ser operado separadamente. Corno el NTT, cada unidad deI
VLT estara montada en una estructura a1t-acimut. Los edificios de
cada telescopio no contaran con las tradicionales cupulas: corno
e1 deI NTT, podran abrirse y rotaran junto a los te1escopios.
32
4.- lQue es la interferometria?
Debido a las propiedades ondulatorias de la luz, un telescopio de
una decena de cm no puede distinguir objetos que distan entre si
menos de 1 arcosegundo. Sin embargo un telescopio de 1 metro
puede te6ricamente distinguir objetos que distan entre si 0,1
arcosegundo y un telescopio de 10 metros, objetos que distan 0,01
arcosegundo, etc. Desafortunadamente la imagen se desmejora
debido a los movimientos de las capas de aire de la atm6sfera.
Aunque en algunos casos esta imagen puede ser en gran parte
reconstituida a traves de varias tecnicas, corno la 6ptica
adaptativa, la resoluci6n que se puede lograr esta limitada por
las dimensiones de los telescopios actuales.
Sin embargo, la resoluci6n de un gran telescopio es igual a
aquella de dos telescopios chicos separados por una distancia
equivalente al diämetro deI grande. Se utiliza esta propiedad
para incrementar considerablemente el poder de resoluci6n de un
telescopio con una tecnica llamada "interferometria".
EI principio esta basado en e1 hecho que la radiaci6n emitida por
un cuerpo, sea en el visible, infrarrojo 0 radio, llega corno
varios trenes de ondas individuales superpuestos unos sobre
otros, con diferentes amplitudes y fases. La intensidad de la
radiaci6n es, por ende, inconstante y presenta variaciones.
Al superponer trenes de igual longitud de onda, que proceden de
la misma fuente pero que llegan por diferentes caminos de
propagac10n, se producen tramas 0 franjas de interferencia. Esto
es 10 que se observa cuando se superponen las imagenes de dos
telescopios. Las franjas de interferencia desaparecen cuando la
imagen deI objeto observado tiene un diämetro superior al poder
de resoluci6n obtenido por la combinaci6n de los dos telescopios.
La principal dificultad de esta tecnica reside en el hecho que la
distancia de los dos telescopios tiene que ser fijada con una
enorme precisi6n: ;1 milesimo de milimetro!, en el visible. Pero,
cuando una fuente de radiaci6n es observada desde dos puntos
diferentes, es posible calcular te6ricamente la similitud entre
las dos imägenes a medida que la distancia entre los dos
telescopios aumenta y que el diametro angular de la fuente
disminuye. Se pueden comparar, entonces, estos calculos con las
observaciones.
33
Por esta raz6n es necesario utilizar telescopios m6viles. Esta
tecnica de interferometria ha sido extensamente utilizada en la
radio astronomia.
5.-
~Que
es el VLTI?
EI VLTI sera el interfer6metro asociado al VLT. Utilizara cada
unidad deI VLT mas una red m6vil de telescopios mas pequenos, 10
que permitira aumentar la resoluci6n deI VLT y llegar a la de un
telescopio comun de 100 metros de diametro. Con esta resoluci6n
se podra identificar en la Luna objetos deI tamano de un metro.
6.-
~Cuanto
cuesta el VLT?
EI proyecto VLT tiene un costo total de alrededor de 500 millones
de d61ares. EI proyecto VLTI, cuyo presupuesto aun no ha sido
aprobado, tiene un costo adicional aproximado de 45 millones de
d61ares.
7.-
~Cuando
vera la luz la Primera Unidad deI VLT?
La Primera Unidad deI VLT vera la luz a finales de 1997. La
Segunda, Tercera y Cuarta Unidad en 1998, 1999 Y en el ano 2000,
respectivamente.
8.- lCuando operaran por primera vez las 4 unidades juntas?
Las cuatro unidades deI VLT funcionaran corno un solo telescopio
en el ano 2001.
9.- lCuales son los aportes deI VLT a la tecnologia?
Ver el folleto de la ESO.
10.- lCuales son los objetivos cientificos deI VLT?
Ver el folleto de la ESO.
34
VII.- LOS OTROS OBSERVATORlOS EN CHILE
Ademas de La Silla, hay otros dos observatorios extranjeros en
Chile: Cerro Tololo y Cerro Las Campanas.
1.- ~Quien opera el Observatorio de Cerro Tololo y cuales son sus
telescopios?
EI Observatorio deI Cerro Tololo, ubicado en el interior deI
valle deI Elqui, IV Region, es operado por el AURA (Asociacion de
Universidades para la Investigacion en Astronomia) un consorcio
de universidades privadas estadounidenses que administra fondos
de la National Science Foundation, el ente estatal de los Estados
Unidos encargado de la investigacion cientifica.
AURA se instalo en Chile en 1963 (contemporaneamente a la ESO),
gracias a un Convenio con la Universidad de Chile.
Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO) cuenta con un
telescopio de un espejo de 4 metros de diametro (similar al ESO
3,60) y otros tres telescopios auxiliares mas pequefios.
2.- ~Quienes operan el Observatorio de Cerro Las Campanas y
cuales son sus telescopios?
EI Cerro Las Campanas, ubicado poco mas al norte de La Silla,
esta operado por dos instituciones: EI Instituto Carnegie de
Washington, Estados Unidos; y la Universidad de Toronto, Canada.
EI CARSO (Carnegie Southern Observatory) cuenta en Las Campanas
con el Telescopio Irene Dupont de 2,53 metros y con un telescopio
de 1 metro.
La Universidad de Toronto opera en Las Campanas un telescopio de
metros 0,60 metros.
Ademas, en Las Campanas hay un telescopio solar de la Universidad
de Birmingham.
35
3.- lExisten otros observatorios astronomicos en Chile?
La Universidad de Chile, a traves deI Departamento de Astronomia
de la Facultad de Ciencia Fisicas y Matematicas, opera el
Observatorio de Cerro Calan en Los Dominicos, Santiago. Este
Observatorio cuenta con un telescopio de circulo meridiane
REPSOLD de 19 cm, con un astrografo Gauthier de 20 cm, con un
refractor Heide de 20 cm y un astrolabio Danjon de 10 cm. La U.
de Chile opera ademäs un Radio Observatorio en Maipu, con una
antena de 45 megaciclos. Cuenta tambien con un astrografo
Maksutov de 1 metro en la estaci6n astronomica Cerro el Roble.
EI Departamento de Astrofisica de la Universidad Cat61ica opera
un telescopio de 1 metro en el Observatorio Enrique Foster deI
Cerro San Cristobal, Santiago.
4.- lExisten en Chile astr6nomos aficionados y corno estan
organizados?
En Chile existen centenares da astronomos aficionados y muchos de
ellos estan organizados en varias asociaciones. La ACHAYA
(Asociaci6n Chilena de Astronomia y Astronautica), por ejemplo,
cuenta con un observatorio en el Cerro Pochoco, EI Arrayan,
Santiago. Existe tambien la Asociacion Astronomica de Chile, con
sede en Curico, 0 la Asociacion Astronomica de Laja, VIII Region,
con su Observatorio de los Cuatro Vientos.
36
VIII.- OTROS GRANDES TELESCOPIOS EN EL MUNDO
1.- lCuales son los telescopios mss grandes deI mundo?
- EI Bolshoi Alt-acimut de 6 metros en el Monte Pastukhov, deI
Observatorio Astrofisico Especial, Zelenchukskaya, Caucasos,
Rusia.
- EI HaIe Telescope de 5 metros deI Observatorio de Monte
Palomar, San Diego, Estados Unidos.
- EI William Herschel Telescope de 4,2 metros en el Observatorio
Roque de los Muchachos, La Palma, Canarias, Espana.
- EI N. U. Mayall Telescope de 4,0 metros deI Observatorio Kitt
Peak (AURA), Arizona, Estados Unidos.
- EI Telescopio de 4,0 metros deI Observatorio Cerro Tololo
(AURA), Chile.
- EI.Telescopio AngIo-Australiano de 3,9 metros de Observatorio
Anglo-Australiano, Australia.
- EL Telescopio 3,60 metros deI Observatorio La Silla (ESO),
Chile.
- EI Telescopio Canads-Francia-Hawai de 3,6 metros en
Mauna Kea, Hawai, Estados Unidos.
- EI Telescopio Infrarrojo deI Reino Unido de 3,6 metros en Mauna
Kea, Hawai, Estados Unidos.
- EL NTT de 3,58 metros deI Observatorio La Silla (ESO), Chile.
EI Instituto CalTech y la Universidad de California operan en el
Observatorio de Mauna Kea el Telescopio Keck con un espejo de 10
metros de diämetro. Sin embargo, este espejo esta formado por 36
segmentos hexagonales de cerämica.
37
Entre los grandes telescopios podemos tambien senalar el Multiple
Mirror Telescope de 4,5 metros, constituido por seis espejos de
1,8 metros cada uno, deI MMT Observatory en el Monte Hopkins,
Arizona, Estados Unidos
2.- lCuales son, a parte deI VLT, los proyectos de telescopios
6pticos mas importantes en el mundo?
- PROYECTO COLUMBUS
Se trata de un proyecto conjunto entre la Universidad de Arizona,
la Universidad de Ohio y el Observatorio Arcetri de Italia.
Tendra dos espejos de 8 metros de diametro cada uno y funcionara
corno un gran binocular. Esta siendo instalado en el Monte Graham,
Arizona, Estados Unidos.
- EL GRAN TELESCOPIO NACIONAL JAPONES
Telescopio Subaru (Pleyades en japones) de 8 metros de diametro,
actualmente en construcci6n en Mauna Kea, H-awai.
- EL PROYECTO MAGALLANES
Esfuerzo conjunto deI Carnegie Institute de Washington y la
Universidad de Arizona. Sera instalado en el Cerro Manqui deI
Observatorio Las Campanas, Chile. Tendra un espejo de 6,5 metros
de diametro.
- EL PROYECTO GEMINIS
Se trata de dos telescopios de espejos de 8,1 metros de diametro
y 20 cm de espesor. EI Geminis Sur esta siendo instalado en el
Cerro Pach6n ubicado en las cercanias de Cerro Tololo, Chile. EI
Geminis Norte, en Mauna Kea, Hawai, Estados Unidos. En este
proyecto participan: AURA (50 por ciento); Reino Unido (40 per
ciento); Chile (5 por ciento); Brasil y Argentina (2,5 por ciento
cada uno) .
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- PROYECTO KECK I Y 11
Este proyecto, financiado por la Fundaci6n Keck y por la
Asociaci6n de 1nvestigaci6n Astron6mica de California, consta de
dos telescopios de espejos facetados de 9,8 metros de diametro,
formados por 36 espejos hexagonales de 1,8 metros cada uno, tipo
panal de abeja. EI primero esta ya en operaciones desde 1992. EI
segundo estara'terminado en 1996. Utilizados en conjunto
funcionaran corno un telescopio con espejo de 14 metros de
diametro. Mauna Kea, Hawai, Estados Unidos.
3.- lCual es la importancia deI Telescopio Espacial Hubble (HST)?
La importancia deI Telescopio Espacial Hubble, con su espejo de
2,40 metros, es poder observar en algunas ventanas deI espectro
que no pueden atravesar nuestra atm6sfera: rayos ultravioletas y
X, en particular. Tambien el hecho de estar en el espacio le
permite obtener imägenes con una reso1uci6n ina1canzab1e desde la
Tierra.
4.- lPor que 1a ESO privi1egia la construcci6n de un
megatelescopio en 1a Tierra, cuando existe la posibilidad de
colocar eficientes telescopios en e1 Espacio?
Ver e1 folleto de 1a ESO.
39
UBlcANDONOS EN EL UNIVERSO
Nociones bäsicas de astronomia
Tiempo, distancias y tamanos
~Sabian uds. que cada vez que miramos las estrellas estamos mirando
el pasado?
Cuando de noche observamos el cielo nuestros ojos funcionan corno
pequefias maquinas deI tiempo. Las estrellas estan tan lejos de
nosotros que la luz que emiten se demora aveces, miles, millones
o miles de millones de anos en llegar hasta nosotros. Lo que
estamos viendo, entonces, es luz que partio hace mucho tiempo. Por
esto, cuando miramos una estrella la estamos viendo corno era antes,
en el pasado, en el momente que irradio la luz que estä recien
ahora llegando a nuestra retina.
Esto es asi perque la luz viaja a una velocidad fija, avanza en el
espacio a una velocidad de 300 mil kil6metros per segundo. En otras
palabras, en un segundo recorre 300.000 kilometros, poco menos de
la distancia entre la Tierra y la Luna (384 mil km). Si partieramos
a la Luna en auto, a 100 km/h, nos demorariamos 160 dias en liegar.
Nuestro Sistema Solar
EI Sol estä a 150 miliones de kilometros de la Tierra. Esto quiere
decir que la luz que irradia se demora 8 minutos en llegar a
nosotros (en auto nos demorariamos 171 anos). Entonces, cuando
miramos el Sol, 10 estamos viendo corno era 8 minutos atras. Para
decirlo de otra manera, si el Sol se apagara, nosotros nos dariamos
cuenta 8 minutos mas tarde.
Si las distancias dentro de nuestro Sistema Solar son enormes, las
distancias dentro de nuestra Galaxia 0 entre las galaxias que
conforman el Uni verso conocido nos dejan simplemente sin aliento.
Para facilitar las cosas, los astronomos cuando miden las
distancias dentro deI Sistema Solar en vez de usar kilometros
hablan de Unidades Astronomicas (UA).
40
Una UA es igual a la distancia que hay entre el Sol y la Tierra, es
decir poco menos de 150 millones de kilometros. Sin embargo la UA
resulta una unidad demasiado pequena para medir las distancias en
nuestra Galaxia 0 entre las galaxias, sirve solo para rnedir las
distancias dentro deI Sistema Solar.
Por eso una de las rnedidas mas usadas para calcular las distancias
fuera del Sistema Solar es el ANO-LUZ. Es decir, el espacio 0 la
distancia que la luz recorre en un ano. Si la luz, como dijimos
arriba, recorre 300 mil kilometros en un segundo, en un ano
recorrera casi 9.500.000.000.000 kilometros (10 elevado a 12). En
auto nos demorariamos 11 millones de anos.
Pero volvamos a nuestro Sol y sus planetas. Asi corno el Sol se
encuentra a una Unidad Astronomica de la Tierra, Jupiter, el
planeta mas grande, se encuentra a 4,2 Unidades Astronornicas de la
Tierra, es decir a algo asi corno 700 millones de kilometros. En
auto nos demorariamos unos 800 anos en llegar. La luz, en cambio,
se demora alrededor de 35 rninutos.
Pluton, el planeta mas alejado del Sol y el mas pequeno, se
encuentra a 39,5 Unidades Astronomicas de la Tierra, es decir a
5.900 millones de kilometros. En auto nos demorariamos 6.800 anos
en llegar a Pluton. Su luz se demora poco mas de 5 horas en llegar
a nosotros.
41
Cuadro comparativo
A continuaci6n un cuadro que nos permite comparar distancias,
diämetros, volUmenes y temperaturas de las superficies deI Sol y
sus planetas:
PLANETAS
DIAMETRO
(DISTANCIA
DEL SOL EN U .A.)
Sol
VOLUMEN
Comparado
Tierra
TEMPERATURA
dia/noche
1. 392.000 km
1.299.000 Tierra
4.876 km
0,06 Tierra
Venus(0,72)
12.104 km
0,88 Tierra
Tierra(l)
13.500 km
Mercurio (0,39)
427°C/-173°C
475°C
22°C / 7°C
6.790 km
Marte (1,52)
6.000°C
0,15 Tierra
22°C /-70°C
Jupiter(4,2)
142.800 km
1.316 Tierra
-150°C
Saturno(9,54)
120.000 km
763 Tierra
-180°C
Urano(19,1)
51. 800 km
67 Tierra
-210°C
Neptuno (30)
59.500 km
57 Tierra
-220°C
Plut6n(39,5)
1.100 km
0,015 Tierra
-230°C
Un ejemplo practico
Para hacernos una idea de los tamanos y de las distancias en el
Sistema Solar, imaginemos que el Sol estuviese en esta sala y que
fuese corno una esfera de 1,4 metros de diämetro. Mercurio seria una
pepita de unos 3 milimetros de diämetro y la tendriamos que colocar
a unos 50 metros de distancia. Venus, a unos 100 metros de
distancia, seria corno una bolita de poco menos de 1 cm de diämetro.
La Tierra, una bolita de 1,3 cm de diametro, estaria a unos 150
metros. Marte, una pepita de menos de medio centimetro, estaria a
42
unos 225 metros de aqui. A unos 780 metros estaria Jupiter y seria
corno una pelota de 14 cm dediametro. Saturno, otra pelota un poco
mas pequefia, de unos 12 cm de diametro, estaria a unos 1,2
kilornetros de esta sala. Urano, un bolon de unos 4 cm. y medio, 10
tendriamos que colocar a peco menos de 3 km. Neptuno estaria a unos
4 km. y medio y seria corno un bolon de 4 cm de diametro. Y, por
ultimo, Pluton, seria corno una grane de 1 milimetro de diametro y
estaria a unos 7,4 kilometros de distancia.
Los cometas y asteroides
Si viajaramos hacia el exterior deI Sistema Solar a la velocidad de
la luz, en 5 0 6 meses (alrededor de 50 mil UA) llegariamos a la
frontera de nuestro Sistema Solar, a una zona donde giran pedazos
de hielo y rocas que se formaron hace 4.500 millones de anos atras,
reliquias 0 fosiles de la epoca en que se forme el Sol y sus
planetas , la llamada Nube de Oort. Aveces de esta especie de
basurero exterior deI Sistema Solar se desprenden pedazos de hielo
y roca para internarse en el Sistema Solar, cambiando de orbita
alrededor deI Sol: los cometas. Por 10 general miden entre uno y 15
kilornetros de diämetro. A medida que se acercan al Sol, por efecto
deI viento y la radiacion solar se les forma una larga cola 0
cabellera..
Nuestra Galaxia, la Via Lactea
Saliendo de la Nube de Oort tendriamos que viajar 4 anos y 3 meses
en el espacio a la velocidad de la luz para llegar a la estrella
mas cercana de nuestro sistema: Proxima Centauro. Por tanto, cuando
vemos desde la Tierra a Proxima Centauro, estamos viendo la luz que
emitio hace 4,2 anos atras 0, mas bien dicho, la vemos corno era
hace 4,2 anos.
Si nos representaramos al Sol y a Proxima Centauro corno esferas de
1,3 cm da diametro, distarian entre si 402 kilometros.
Continuando el viaje a la velocidad de la luz per el espacio
interestelar, nos demorariamos 30 mil anos en llegar al centro de
nuestra Galaxia. Cuando partie la luz que nos esta llegando de las
estrellas vecinas
al
centro de nuestra Galaxia,
nuestros
antepasados aun vivian en las cavernas.
43
Para cruzar nuestra Galaxia a 10 largo, de un extremo a otro, la
luz se demora mas de 100 mil anos (1.000.000.000.000.000.000 0 10
elevado a 17 km). En auto nos demorariamos 110 mil millones de
anos.
Pobladores de nuestra Galaxia
Nues tra Gal axi a , l a Vi a Lactea , es ta pobl ada por cen tenares de
miles de millones de estrellas y por grandes nubes de gas y polvo,
las Nebulosas.
Si pudiesemos mirar nuestra Galaxia desde lejos y de perfil
asemejaria a un platillo volador alargado. Desde arriba se veria
como un pulpo en rotacion con todos sus tentaculos desplegados
hacia la misma direccion. Nuestro Sol con sus planetas se encuentra
en la periferia de la Galaxia, apenas cobijado per el extremo de
uno de los tentaculos.
Estrellas
EI Sol es una estrella solitaria y relativamente pequena. La gran
mayoria de las estrellas de nuestra Galaxia estan agrupada en
sistemas de a dos (Estrellas Binarias) 0 mas estrellas (Estrellas
Multiples), orbitando una en torno a la otra, 0 alrededor de un
punto comun. En las afueras deI disco de la Galaxia existen CUmulos
Globulares formados por millones de estrellas. En el interior del
disco de la Galaxia encontramos, en cambio, CUmulos Irregulares
conformados tambien por miles 0 millones de estrellas.
Segun su temperatura, las estrellas tienen diferente color. Las
Azules son las mas calientes: la temperatura en su superficie
oscila entre los 30 mil y los 40 mil grados Celsius. Existen
estrellas Celestes, Blancas, Amarillas, Naranjas y Rojas, de mas
calientes a mas frias. Las Estrellas Rajas, las mas "frias", tienen
en la superficie una temperatura de 2.400 a 3.500°C. EI Sol, una
estrella Amarilla, presenta en su superficie una temperatura de
6.000°C.
DeI color de una estrella se puede inferir su edad, perque las
estrellas, al igual que nosotros, nacen, crecen, decaen (a veces se
reproducen) y mueren. Por 10 general nacen azules debido a su alta
temperatura, luego a medida que se enfrian van cambiando de color
hasta que se apagan 0 "mueren". Una estrella de la llamada
44
"secuencia principal", corno el Sol, dura alrededor de
rnillones de afios y estaria hoy en la rnitad de su "vida".
10 rnil
lQue sucede en el interior de una estrella?
Las estrellas son gigantescas cocinas u hornos nucleares, algo asi
corno un reactor nuclear. En su interior (nucleo), debido a la
enorme presion y temperatura (superior a los 10 rnillones de grados
Celsius), se produce una cadena de fusiones nucleares, la que hace
que los elementos livianos se trans formen en elementos mas pesados.
EI primer elemento que se formo en el Universo fue el Hidrogeno, el
elemento mas liviano, constituido por un neutron, un proton y un
electron. Luego, por fusion de dos atornos de Hidrogenos, se forme
el Helio (dos neutrones, dos protones y dos electrones) Hoy, el
Universo esta consti tuido en un 98 por ciento par Hidrogeno y
Helio.
Las primeras estrellas se formaron par la condensacion de enormes
nubes de Hidrogeno y Helio. Al calentarse el nucleo, hasta
sobrepasar una temperatura cri tica, dos atomos de hidrogeno se
funden y forman nuevos atornos de Helio (dos neutrones, dos protones
y dos electrones), liberando en el proceso una enorme cantidad de
energia en forma de particulas y ondas electromagneticas (eI rnisrno
principio de la bomba H 0 bomba a fusion nuclear) .
Esta es la energia que hace, par ejemplo, pasible la vida en
nuestro Planeta, energia que nuestros sentidos perciben como luz y
calor. A medida que el combustible primordial (Hidrogeno) de las
estrellas se va consumiendo, los atomos de Helio se funden, en una
intrincada cadena de fusiones nucleares, para formar Litio, Berilo,
Boro, Oxigeno, Carbono y asi sucesivamente hasta llegar al Fierro,
elemento que termina conformando el nucleo de la estrella. Todos
los elementos mas livianos que el Fierro que existen en el
Universo, salvo el Hidr6geno y el Helio primordial, se han formado
en reacciones nucleares al interior de las estrellas. Como veremos
mas adelante, los elementos mas pesado que el Fierro se fabrican en
el instante mismo de la muerte de algunas estrellas.
Los elementos de los cuales esta hecha la Tierra, los organismos
vivientes y nosotros mismos, fueron fabricados en el interior de
una estrella, durante su vida 0 en el momento de su muerte. EI
45
Calcio de nuestros huesos, el Fierro de nuestra sangre, el Oxigeno
deI aire, asi corno el Carbono de todos los compuestos organicos, se
fabricaron en el proceso de combustion nuclear de una estrella.
La pulsacion de las estrellas
Las estrellas son en realidad bombas atomicas increiblemente
potentes. Si no se desintegran es porque existe un relativo
equilibrio entre la fuerza de las explosiones que empuja hacia el
exterior y la fuerza de gravedad (de atraccion) de su enorme masa
que empuja hacia el interior. Por esta razon las estrellas palpitan
o pulsan, es decir se
expanden y contraen continuamente. Cada
estrella tiene un ritmo de pulsacion propio. Los astr6nomos son
capa ces de detectar esta pulsacion y, corno si se tratara de una
huella dactilar, pueden reconocer las estrellas y distinguir unas
de otras gracias a su pulsacion particular.
La masa de las estrellas y sus vol6menes
EI tiempo de duracion 0 la "vida" de una estrella depende de su
masa. Mientras mayor es la masa de una estrella mas corta es su
vida: consume su combustible mas rapidamente.
Las estrella puede tener una masa 10 veces mas pequena que la deI
Sol 0 diez veces mas grande. Las estrellas con masas aun mayores
son muy escasas. EI Sol, por 10 tante, es una estrella de masa
media.
EI tamano de una estrella no depende necesariamente de su masa,
depende de su densidad, la que determina el volumen que ocupa en el
espacio. Una estrella Super Gigante Roja puede ser 1 mil16n de
veces mas grande que el Sol. Oe acuerdo con su tamano, existen
estrellas Super Gigantes Rojas, Gigantes Rojas, Gigantes, Enanas
Amarillas (corno el Sol), Enanas Pardas, Enanas Blancas, etc.
La muerte de las estrellas
PRIMER CASO:
Si la masa de una estrella es mas 0 menos corno la deI Sol,
consumira lentamente su combustible nuclear. Cuando este comience
46
a agotarse y a apagarse habra perdido una buena parte de su masa.
EI equilibrio entre las fuerzas se alterara y poco a poco comenzara
aperder su atmosfera asi corno sus capas externas. Estas se
expandiran y la estrella aumentara paulatinamente de volumen hasta
transformarse en una Gigante Roja. Posteriormente, se transfo~ra
en 10 que los astronomos llaman una Nebulosa Planetaria.
Al centro de la Nebulosa Planetaria
apagadas, llamada Enana Blanca.
pe~nece
una masa de cenizas
Este sera el destino de nuestro Sol.
Dentro de unos tres mil millones de anos el Sol comenzara aperder
lentamente su atmosfera y sus capas externas. Estas envolveran a
los planetas internos uno por uno, alcanzando finalmente a la
Tierra, cuya temperatura aumentara enormemente. Posteriormente,
cuando el Sol se apague defini tivamente y se transforme en una
Enana Blanca la temperatura en la Tierra bajara a unos 270 grados
bajo cero.
SEGUNDO CASO:
Si la masa de una estrella es, en cambio, 9 veces superior a la del
Sol, la estrella tendra un final violento. Al agotarse su
combustible nuclear la atmosfera y las capas exteriores atraidas
por la aun enorme masa del nucleo colapsaran hacia el interior y
chocaran violentamente contra el nucleo de Fierro provocando una
descomunal explosion. Asi se origina una Supernova. Durante anos
una Supernova emitira una luz potentisima, aveces superior a la
luz que irradian las galaxias donde estan alojadas.
En el ultimo milenio, solo tres Supernovas han podido ser
observadas a simple vista. Dos de ellas ocurrieron en nuestra
Galaxia (Siglos XI y XVI); la tercera, en 1987, en la Gran Nube de
Magallanes.
Graoias a su violentisima explosion, una Supernova arroja al
espaoio todos los elemento que la estrella fabrico durante su vida.
En el momento de la explosion se forman, por fusion, los elementos
mas pesado que el Fierro, hasta llegar al Uranio. Todos estos
elementos se esparoen en el espaoio en forma de polvo y gases
formando nebulosas 0 Restos de Supernova.
47
Nebulosas y el nacimiento de estrellas
En el espacio interestelar al interior deI disco de nuestra Galaxia
navegan enormes concentraciones de gases, fundamentalmente de
hidrogeno, las Nebulosas. Estas grandes nubes de gases pu eden
ocupar un espacio de decenas de anos luz. Con un simple binocular
somos capaces de ver las Nebulosas de Orion y de Eta Carina.
Las Nebulosas son inmensas maternidades 0 cunas de estrellas. En su
interior, per la condensacion de gases y pelvo interestelar, nacen
continuamente nuevas estrellas.
Los Restos de Supernova suelen chocar violentamente con las
Nebulosas, aportando a estas los elementos pesados que fueron
fabricados en el interior de la estrella. Asi se forman 0 nacen
nuevas estrellas (con sus respectivos planetas, corno el caso de
nuestro Sistema Solar) 0 sistemas estelares mas complejos que
contienen elemento pesados.
Existen, por 10 tanto, estrellas de primera, segunda, tercera 0
cuarta generacion. Los astronomos son capaces de determinar la
generacion de una estrella segun tenga 0 no elementos pesados. EI
Sol, por ejemplo, seria una estrella de segunda 0 tercera
generacion.
Las supernovas son, entonces, indispensables para el nacimiento de
estrellas corno el Sol, asi corno para la formacion de sistemas
planetarios corno el nuestro.
Las estrellas de neutrones y los pulsares
Pero la violencia de la explosion de una Supernova no solo arroja
elementos metalicos y no metalicos en el espacio. Durante la
explosion, la misma fuerza de impacto que empuja hacia el exterior
se dirige tambien hacia el interior 0 nucleo. Es tal esta fuerza,
que los protones de los atomos deI corazon deI nucleo se funden y
forman una masa extremamente compacta de neutrones, dando
nacimiento a una Estrella de Neutrones.
Para tener una idea deI peso de una Estrella de Neutrones, bastaria
que cayera sobre la Tierra un pedazo de esta deI tamano de una
cucharada de te para que atravesara la Tierra de un lade a otro y
continuara cayendo hasta transformar al globo terrestre en un
colador 0, mas bien, en una bola perforada corno un queso suizo.
48
Las Estrellas de Neutrones suelen girar rapidisimo sobre su propio
eje, creando a su alrededor un potente campo magnetico, los
llamados Pulsares. Es tal la regularidad con que giran los Pulsares
que su movimiento sirve a los astr6nomos para regular los relojes
at6micos.
TERCER CASO:
Si la masa de una estrella es 10 veces superior a la deI Sol, la
estrella tendra un fin ins6li to: se transformara en un Agujero
Negro.
En este caso la fuerza de atracci6n (gravedad) de su inmensa masa
es tan fuerte que, no obstante las explosiones nucleares a su
interior, esta colapsa sobre si mismo. Se les llama Agujeros
Negros, porque nada logra escapar a su atracci6n, ni siquiera la
luz. Por esta raz6n no pueden ser observados directamente. Los
astronomos detectan 0 infieren su existencia por la atracci6n que
ejercen sobre los objetos vecinos.
Por 10 general, los Agujeros Negros se encuentran en el centro de
las ga1axias. Se presume que en el centro de nuestra Ga1axia
habrian uno 0 mas Agujeros Negros.
Otras galaxias
La inmensa mayoria de las estrellas que vemos a simple vista
pertenecen a nuestra Galaxia. Sin embargo, a principios de este
Siglo, gracias a la construcci6n de nuevos y mas potentes
telescopios, los astr6nornos descubrieron que muchos de los objetos
luminosos que antes se creia que eran estrellas de nuestra Ga1axia
son en realidad otras galaxias, similares a la nuestra, compuestas
cada una por miles de millones de estrellas.
EI Universo era entonces inmensamente mas grande de 10 que se
creia. Con los anos se descubri6 que el Universo estaba formado por
mi1es de millones de galaxias, algunas con forma de espiral(como la
nuestra), otras elipticas, otras irregulares.
La galaxia mas cercana es la Gran Nube de Magallanes esta a 180 mi1
anos 1uz. Se trata, corno su hermana, la pequena Nube de Magallanes
(a 250 anos luz de distancia), de una galaxia irregu1ar.
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Fue justamente esta galaxia la que nos ofrecio, en Marzo de 1987,
un espectaculo extraordinario: la explosion de una Supernova, la
SN1987A. Pero cuidado, la explosion de esa Supernova no ocurrio en
1987, ocurrio en realidad hace 170 mil afios, cuando el Homo Sapiens
(nuestra especie) estaba recien en pafiales y luchaba con otras
espeeies de hominidos por sobrevivir en el pequefiisimo e
aparentemente insignificante planeta Tierra. Fue la luz de esa
espectacular explosion la que recien nos lIege en Marzo de 1987.
A 2,2 millones de afios luz de nuestra Galaxia se encuentra la
Galaxia Espiral Andromeda (M31) , el objeto mas lejano visible a
simple vista 0 con binoculares. Junto a las Nubes de Magallanes, la
Via Lactea y otras 8 galaxias situadas en un radio de 10 millones
de afios luz forman e1 11amado "Grupo Local" de ga1axias. Se trata
de un sistema de ga1axias que ejercen influencia gravitacional unas
sobre otras. La Via Läctea, nuestra Ga1axia, per ejemplo, se dirige
al encuentro de la Galaxia de Andromeda. EI choque 0 abrazo
intergalactico ocurrira dentro de unos 16 mil mi110nes de afios.
Movimientos en el Cosmos
Todos los objetos en e1 espacio se estan moviendo unos en torno a
otros y a la vez distanciandose de otros grupos a ve10cidades
vertiginosas. La Tierra se mueve en torno a su eje a mas de mil
kilometros por hora. A su vez se mueve en torno a1 Sol a unos 10
mil km/ho EI Sistema solar esta girando alrededor de 1a Galaxia a
828 mil km/ho La Via Lactea se dirige hacia Andromeda a 14.400
km/he Nuestro Grupo Local de galaxias se mueve en direccion deI
SupercUmulo ga1actico de Hidra Centauro a 2,2 millones de
kilometros per hora. Las galaxias mas lejanas se estan distanciando
de nosotros a una ve10cidad poco inferior a la de la 1uz.
Cuasares
Cuando traspasamos la barrera de los rni 1 millones de afios,
comienzan a aparecer objetos que emiten mucho mas radiaciones que
la galaxias: los cuasares. Se presume que se trata de ga1axias
extremamente jovenes, en formacion, 0 de antepasados extintos de
las galaxias.
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EI Big Bang
Por otra parte, al observar las galaxias lejanas con telescopios
cada vez mas potentes los astronomos pudieron constatar que por 10
general las galaxias se alejan unas de otras. Mientras mas lejos
estaba una galaxia (por 10 tanto, mientras mas joven era) mas
rapido se alejaba de nosotros y de las demäs. Esta constatasion
llevo a construir un modele deI Uni verso y una teoria sobre su
origen que aun es aceptada por la comunidad cientifica: la Teoria
deI Big Bang 0 de la Gran Explosion.
Antes de que existiera la materia, no existia nada 0 mas bien, ni
siquiera "nada" existia. Podemos imaginar que toda la materia
estaba comprimida en un punto, pero esto nos hace caer en un error,
porque un punto esta par fuerza situado en un espacio y no existia
espacio antes de la Gran Explosion.
EI espacio se creo junto con el tiempo y la materia en la Gran
Explosion. EI Universo nacio mas bien de todos los puntos. No
existe par tante un centro 0 un lugar donde acontecio el Big Bang.
Donde sea que miremos en el espacio, ahi ocurrio el Big Bang. Las
Galaxias se separan unas de otras, corno las pasas de un queque en
el horne: no es que escapen todas de un mismo punto corno en una
explosion de una granada vista desde afuera.
Hablar desde afuera no tiene sentido parque el "afuera" no existe.
Todo, incluido nosotros, estamos adentro. Desde adentro podemos
intentar intuir un lugar 0 mas bien una dimension "infinitamente"
densa e "infinitamente" caliente, donde las leyes fisicas que
conocemos no solo no imperan sino que no existen.
En las primeras billonesimas de billonesimas de segundo despues deI
Big Bang, cuando la temperatura es de miles de billones de grados
se forman las particulas elementales: los quarcs, los leptones, los
neutrinos, los electrones, los fotones, etc. Mucho antes que
termine de transcurrir el primer segundo de vida deI universo, este
se ha enfriado enormemente y los dados de las constantes 0 leyes
fisicas que imperaran en este estan ya tirados: la fuerza
electromagnetica que controla la atraccion entre atomos y
moleculas ; la fuerza gravi tacional que rige la estructura y la
dinamica de los planetas, estrellas y galaxias; la fuerza nuclear
debil que maneja las particulas atomicas; y la fuerza nuclear
fuerte que mantiene a los protones unidos en e1 nuc1eo.
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A medida que el Universo se expande a la velocidad de la luz, este
se va enfriando. Las particulas se mueven en un espacio siernpre
menos denso y cornienzan a cornbinarse en protones, neutrones; luego,
en atomos de Hidrogeno y de Helio. Pequefias y casi insignificantes
irregularidades en el momento de la explosion determinan un
posterior aglutinarniento de los atomos en grurnos. Los grurnos se
agrupan en proto galaxias, luego se forman los cuasares, las
galaxias, etc ....
Edad deI Universo
Segun los calculos actuales el Big Bang ocurrio hace lS mil
rnillones de afios. Las primeras galaxias se habrian formado cuando
el Universo tenia unos mil millones de afios de vida.
Hoy, despues de
hasta alcanzar
Cero Absoluto
expendiendose y
lS rnil rnillones de afios, el Universo se ha enfriado
los menos 272grados Celsius, un grade mas que el
(-273°C). Por ahora el Universo aun seguiria
enfriandose.
Si se expande para siernpre, corno sostienen muchos cientificos, se
enfriara hasta alcanzar el Cero Absoluto (en decenas de miles de
rnillones de afios mas). A esa temperatura todas las fuerzas y cargas
electricas que sostienen la materia dejan de actuar, es decir el
Universo se "apagaria". La materia, que no es mas que el resultado
de la interaccion fuerzas, desapareceria corno una luz que se
desvanece en la obscuridad.
Algunos cientificos sostienen, en cambio, que el Uni verso dejara de
expandirse y de enfriarse. EI impulse inicial se agotara y la
fuerza de atraccion de la materia primara, provocando una eventual
contraccion deI Universo, un Big Crunch. A medida que el Universo
se condense aumentara de ternperatura. Se tratara de un proceso
inverso al de la actual expansion, el que terminara, corno en los
Agujeros Negros, en un colapso total.
Esta teoria lleva a especular en la existencia de una cadena
infinita de explosion y contracciones 0 implosiones. EI Universo
seria corno un pulm6n que respira. Se podria entonces pensar en una
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infinidad de Universos que se suceden unos detras de otros, cada
uno de ellos con leyes fisicas diferentes.
Los retos deI futuro
Con nuestros ojos podemos solo observar alrededor de 4 mil
estrellas en el cielo, las mas brillantes 0 las mas cercanas. Ello
es asi porque nuestras retinas son pequei'ias y, por 10 mismo,
reciben poca luz. La presente generacion de telescopios, con sus
espejos refractarios de 4 a 8 metros de diametro son capaces de
recoger 2 millones de veces mas luz que nuestras retinas y permiten
detectar la luz de una vela a mil kilometros de distancia. Con
ellos es posible observar galaxias 0 cuasares situados a 10 mil
ai'ios luz de distancia, es decir luz que partio de esos objetos
cuando el Universo solo tenia un tercio de su edad actual.
EI telescopio VLT que la ESO esta construyendo en Paranal, con sus
4 telescopios de 8 metros de diametro cada uno cuya 1 uz se
combinara corno si fuese un solo telescopio de 16 metros de
diametro, permitira distinguir un objeto de un metro en la Luna.
EL VLT sera una verdadera y propia mäquina deI tiempo, un
instrumento de tal potencia y precisl.on que permi tirä a los
cientificos observar el pasado remoto de nuestro Universo, captar
luz que ha viajado per el espacio por 12, 13, 14 mil millones de
ai'ios, luz que fue irradiada en los albores deI Tiempe, cuando
nuestro Universo y las galaxias estaban recien formandose.
Es dificil imaginar 10 que se descubrira con el VLT. Quizas
logremos entender algunos de los misterios que aun nadie logra
descifrar. Quizas nos veamos obligados a reconsiderar mucho de 10
que hoy se da per sentado. Quizas el Universo es completamente
diferente a corno 10 entendemos hoy.
EI proyecto deI megatelescopio de Paranal puede compararse a un
espectacular viaje hacia 10 desconocido, a un viaje como el que
emprendio Colon desde Puerto de Palos en 1492. EI creia que
descubriria una ruta directa hacia las Indias Orientales, nosotros
no sabemos 10 qua encontraremos al otro lado.
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