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Un verano más nos dispusimos a planear nuestras vacaciones. Buscábamos un lugar donde
además de poder apreciar maravillas naturales y artísticas, también pudiéramos recrearnos
un poco en nuestro campo preferido: la ciencia. Teníamos la buena experiencia del año
pasado en Canarias (ver BIG de marzo de 2002) que nos había dejado un sabor de boca
buenísimo. Elegir el lugar fue difícil, ya que por supuesto nuestra idea no estaba en
ningún catálogo. Después de ir mirando distintas propuestas por la Europa más cercana nos
decidimos por Italia. Y llegados a este punto es cuando la cosa se nos complicó todavía
más. Podéis hacer la prueba de poner las palabras "Italia, ciencia, astronomía" en cualquier
buscador de Internet y veréis la de sugerencias que os vienen a la cabeza. Por el contrario
no se os ocurra poner lo mismo cambiando Italia por España porque os quedareis sin lugar a
donde ir (con pequeñas excepciones de sobras conocidas por todos, que aunque sean pocas no
hay que dudar de su excelente calidad).
Es increíble la cantidad de museos de ciencia o institutos dedicados a la investigación
científica y tecnológica, así como observatorios astronómicos más grandes o más pequeños
que hay en este país. Y es que si te pones a pensar Italia colabora en los mayores proyectos
científicos del mundo y su trayectoria en la ciencia es intachable. En casi todas las
ciudades importantes hay un observatorio astronómico dedicado a una de las ramas de la
astronomía. Como curiosidad os diré que hasta en el Vaticano hay un observatorio. Y por
supuesto en la mayoría de ellos tienen unos días dedicados al público en general; días y
noches, porque también hay observaciones nocturnas.
Después de haber intercambiado algunos correos electrónicos con unos cuantos observatorios
y teniendo en cuenta también otras características del lugar, pues "no sólo de la ciencia
vive el hombre", nos decidimos por la isla de Sicilia.
El Observatorio más importante de Sicilia tiene su sede en la ciudad de Catania. Este
Observatorio ha estado desde siempre ligado a la Universidad de la ciudad. Fue en 1880
cuando se inauguró L'Osservatorio Vincenzo Bellini a 2940 metros muy cerca del cráter del
volcán Etna y estuvo operativo hasta el año 1925. En 1966 se creó
La sede di Serra La Nave a 1750 m. en el mismo monte Etna. En estos momentos es este
observatorio junto con el Observatorio Heliofísico localizado en la misma ciudad de
Catania junto a la Universidad, donde los astrónomos realizan sus trabajos.
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Observatorio en La sede di Serra La Nave
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Nosotros tuvimos la suerte de poder contactar con uno de los astrónomos de
Serra La Nave, Antonio Frasca, quien se ofreció muy amablemente a recibirnos. Durante 3
horas, aprovechadas al máximo, nos estuvo mostrando en exclusiva la mayor parte del equipo
que usan, así como algunos de los trabajos que ahora están desarrollando. El hombre no
escatimó en explicaciones y respondió a todas nuestras preguntas. Desde estas líneas nos
gustaría volver a agradecerle toda la atención que puso en nosotros.
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En lo que resta de artículo nos gustaría describiros tanto el trabajo que desarrollan en
Serra La Nave como el equipo con el que trabajan, en definitiva, lo que fue nuestra
entrevista con Antonio Frasca.
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El telescopio APT
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Observatorio del telescopio APT
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El Telescopio Fotoeléctrico Automático, o más brevemente
, el APT, es un telescopio cassegrain de 80 cm de diámetro sobre una montura de herradura
. Su diseño es de tipo abierto, sin un tubo que rodee el conjunto de espejo principal y
secundario. El espejo secundario es soportado por barras al estilo de los telescopios
dobson amateur abiertos que tantas veces hemos visto. El espejo principal está protegido
por unos pétalos metálicos que se abren cuando el telescopio se va a utilizar. La montura
es dirigida por motores paso a paso.
El telescopio está dotado con un selector de instrumentos, un fotómetro con 6 filtros,
y una cámara CCD. Todos los instrumentos están gobernados por un ordenador personal
encargado también de la adquisición de datos e imágenes y de controlar la montura del
telescopio. Cuenta con una pequeña estación meteorológica controlada también de forma
remota.
Todos los equipos están instalados en un pequeño edificio dotado de un doble tejado
deslizante, sin cúpula.
El software de control y planificación del telescopio es capaz de programar secuencias
de observaciones para una noche, incluyendo la toma de imágenes de interés y de las
imágenes adicionales necesarias para su correcta calibración.
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Una hora después de la puesta de sol el ordenador realiza una lectura de los
instrumentos de la estación meteorológica y si las condiciones son adecuadas
activa los comandos para abrir el tejado, mueve el telescopio desde su posición
de reposo hasta una posición de referencia inicial, busca una estrella de referencia
conocida y ajusta sus coordenadas. A continuación el telescopio es dirigido por el
ordenador hacia su primer objetivo planeado. Los datos e imágenes son guardados en
el disco duro del ordenador y al mismo tiempo se transmiten por radio a otros
observatorios e instalaciones. Una hora antes de la salida del sol el telescopio
vuelve a su posición de reposo y el tejado se cierra.
El telescopio APT se ha utilizado principalmente para el estudio de estrellas tipo RS CVn y BY
Dra, en especial de la duración y evolución de manchas solares en dichas estrellas, y de la
presencia de ciclos de actividad fotosférica y rotación diferencial como ocurre en el
Sol.
Por ejemplo la curva de luz de la estrella UX Ari presenta alteraciones en el tiempo
que se atribuyen a la aparición / desaparición y evolución de regiones activas en su
fotosfera. Este tipo de variabilidad solo puede ser detectado si se realiza un
seguimiento sistemático y prolongado de la estrella. En el caso de la estrella II
Peg, monitorizada entre los años 1992 y 1996, se han detectado variaciones de brillo
que recuerdan el ciclo solar de 11 años.
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El telescopio de 91 cm.
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Se trata de un telescopio Cassegrain clásico sobre montura ecuatorial alemana.
El espejo principal es parabólico, de 91 cm de diámetro y focal de 4143 cm (relación
focal f/4.6). El espejo secundario tiene un diámetro de 24 cm y focal de 1427 cm. El
telescopio en conjunto ofrece una distancia focal equivalente de 14.275 m (relación
focal equivalente f/16). Entró en funcionamiento en 1965. Dispone de un buscador de 80
cm de abertura y focal de 1 m dotado de una cámara de vídeo. Para controlar el telescopio
se utiliza el programa Asterix, desarrollado en el propio observatorio.
El observatorio dispone de varios instrumentos que pueden utilizarse con este telescopio:
una cámara CCD, un espectrógrafo y varios fotómetros. Para el control de todos los
fotómetros se utiliza el programa Obelix, creado en el propio observatorio.
El fotómetro monocanal está dotado de un fotomultiplicador de alta velocidad con una
resolución temporal de 1 m. Puede utilizarse con 8 filtros. El diafragma puede ajustarse
para obtener campos de entre 14 y 43 segundos de arco.
El fotómetro de dos canales permite observar simultáneamente una estrella variable y una
estrella de comparación. Está compuesto por dos fotómetros similares colocados radialmente
sobre una plataforma giratoria. Se pueden observar estrellas separadas por distancias de
entre 4 y 20 minutos de arco.
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Telescopio de 91 cm.
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El espectrógrafo permite determinar qué longitudes de onda están
presentes y ausentes en la luz de la estrella observada y en qué cantidad. Es sensible
a longitudes de onda entre 3800 y 8000 Å. Su resolución permite medir desplazamientos al
rojo y al azul equivalentes a velocidades Doppler de 500 m/s. El espectrógrafo no se
coloca directamente en el telescopio sino que está instalado en la planta inferior. La
luz se lleva mediante una fibra óptica de muy alta transmisión (99.98% en el visible,
98% en el ultravioleta). Para optimizar el tamaño final de la estrella en la imagen la
fibra posee unas microlentes que permiten acoplar la relación focal de salida de la fibra
(f/5) con la relación focal del espectrómetro (f/15). Al entrar en el espectrógrafo la luz
se refleja en un colimador (un espejo parabólico) y se hace pasar por un objetivo hasta la
red de difracción. La red es la encargada de descomponer la luz en sus distintos colores
formándose una imagen estirada de la estrella, el espectro. Esta imagen se capta mediante
una cámara CCD de 1150x800 píxeles.
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Variabilidad de estrellas tardías con actividad magnética.
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La actividad estelar es un fenómeno común en estrellas de diversos tipos espectrales y
luminosidades. El Sol es el ejemplo más cercano pero su nivel de actividad se queda pequeño
si se compara con estrellas muy activas como la binaria RS CVn. Estas estrellas muestran los
mismos patrones que el Sol, es decir, emisiones cromosféricas en las líneas del Ca II,
H-alpha, rayos-X, radio, etc. Se puede seguir la evolución temporal de la actividad de
estas estrellas pero no su evolución sobre su superficie como en el caso del Sol. Sin
embargo se cuenta con técnicas que permiten conocer aproximadamente la distribución de
los focos de actividad sobre la superficie de las estrellas.
En el observatorio de Catania se han llevado a cabo numerosas campañas de observación de
estrellas binarias de la clase de RS CVn. A partir de las observaciones se han construido
modelos que permiten visualizar regiones activas, tanto en la fotosfera como en la
cromosfera de dichas estrellas. Se realizan observaciones fotométricas en todo el
rango visible y también en la línea H-alpha.
Lo que se observa es una anticorrelación espacial entre los datos de emisión en la
fotosfera y en la cromosfera. Esta resultado es indicativo de la presencia de regiones
magnéticamente activas en la superficie de las estrellas estudiadas, tal como ocurre en
el Sol. Una región activa en la fotosfera de la estrella se traduce en un grupo de
manchas, como las manchas solares, que hacen que la fotosfera brille menos localmente.
La misma región activa observada en la cromosfera de la estrella la hace parecer más
brillante que las zonas circundantes.
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Una binaria eclipsante de poca masa en Orión.
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Desde hace años se ha venido constatando que la mayoría de las estrellas se forman en
sistemas de dos (estrellas binarias) o más componentes (estrellas múltiples).
Precisamente los sistemas de estrellas dobles son los únicos en los que se puede medir
directamente una característica tan fundamental como es la masa de las componentes. Se
podría decir que la masa de una estrella determina su porvenir. Las estrellas más masivas
producen energía a un ritmo mayor y su vida es corta (del orden de unos pocos millones de
años) comparada con la de las estrellas menos masivas como el Sol, que pueden brillar
durante miles de millones de años.
Las Leyes de Kepler permiten determinar por ejemplo la masa de los planetas del Sistema
Solar a partir del tamaño de sus órbitas y sus periodos de revolución. Las mismas leyes
permiten conocer la masa de un sistema de estrellas dobles pero en este caso no es tan
fácil determinar sus órbitas y periodos de revolución. La velocidad de las estrellas en
su órbita (y por tanto su periodo) se conoce mediante la medida del desplazamiento al
rojo y al azul de las líneas de emisión y absorción de sus espectros (efecto Doppler).
Sin embargo las velocidades así medidas deben ser corregidas en función de la inclinación
de la órbita del par con respecto a la línea de visión. En las binarias eclipsantes la
inclinación de la órbita puede determinarse a partir de la forma de su curva de luz,
especialmente durante los eclipses.
Sin embargo se conocen muy pocos sistemas en los que se haya podido determinar con
precisión las masas, temperaturas, tamaños y velocidades de las componentes. Esta en
particular es además la primera ocasión en la que se ha podido determinar con mucha
precisión las masas individuales de un sistema de dos estrellas jóvenes, lo cual va a
tener una gran incidencia en el conocimiento actual sobre la evolución de las estrellas
jóvenes. De hecho, se han encontrado algunas discrepancias entre lo que predicen los
modelos y observaciones particulares de la componente menor de este sistema.
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Espectrógrafo
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Este sistema fue descubierto por el satélite ROSAT, un observatorio en
órbita dedicado al estudio de fuentes de rayos-X. El objeto en cuestión fue bautizado
como RXJ 0529.4+0041. Más tarde se constató que se trataba de una binaria espectroscópica
joven y de poca masa. Después en la estación de Serra la Nave, utilizando el telescopio de
91 cm, se registró la curva de luz y se descubrió que se producían eclipses.
El sistema RXJ 0529.4+0041 se encuentra en la nebulosa de Orión, a unos 1.500 años luz.
Se sabe que se trata de un sistema joven ya que, aparte de encontrarse en una típica región
de formación estelar, se detectaron mediante espectroscopia importantes cantidades de
Litio, un elemento muy frágil que desaparece rápidamente de las estrellas. La edad de
este sistema binario se estima en 10 millones de años.
A partir de aquí, observaciones con instrumentos más potentes del Observatorio Sur Europeo
(ESO) en La Silla (Chile) permitieron determinar con precisión los parámetros orbitales.
El periodo de rotación es de unos tres días, lo que implica que la separación entre las
componentes no es muy grande, solo 12 radios solares. Los eclipses tienen una duración de
unas 6 horas.
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Casualmente se descubrió una tercera componente, más separada de las otras
dos, que pudo ser utilizada como estrella de referencia para determinar los cambios de
brillo del par principal.
Durante el eclipse principal, en el que la componente menor oculta parcialmente a la
componente mayor, el brillo del sistema se reduce en 0.4 magnitudes. En el eclipse
secundario la estrella mayor bloquea en un 90% la luz de la menor. La masa de la estrella
mayor es de 1.3 masas solares, su radio es de 1.6 radios solares y su temperatura es de
5000ºC. La estrella secundaria tiene una masa de 0.9 masas solares, un radio de 1.2 radios
solares y una temperatura de 4000ºC. Estas estrellas son tan jóvenes que la mayor parte de
la energía que radian todavía procede de la contracción gravitatoria y no de la fusión
termonuclear. Cuando alcancen su edad adulta sus tamaños serán muy similares al del Sol.
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Sistema RXJ 0529.4+0041
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Links de interés
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http://woac.ct.astro.it/ Observatorio Astrofísico de Catania
http://www.astropa.unipa.it/ Observatorio Astronómico de Palermo.
http://www.mporzio.astro.it/ Observatorio Astronómico de Roma.
http://boas3.bo.astro.it/ Observatorio Astronómico de Bolonia.
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1.El telescopio APT
2.El telescopio de 91 cm.
3.Variabilidad de estrellas tardías con actividad magnética.
4.Una binaria eclipsante de poca masa en Orión.
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