Julia Atiénzar

Dispositivos ópticos más eficientes para el estudio del sol

Interesada por la astronomía desde pequeña, estudié el grado en física en la Universidad Complutense de Madrid, donde fui ganando interés en la parte óptica y de instrumentación científica. Ese hecho me llevó a trabajar en el Instituto de Óptica del CSIC, primero en el Grupo de Procesado Láser y más tarde realizando mi TFM del máster en tecnologías ópticas y de la imagen.
Ahora, por fin, reunida de nuevo con la astrofísica en el IAA gracias al programa Severo Ochoa, llevo a cabo mis tareas como ingeniera óptica en colaboración con el Grupo de Física Solar. Entre ellas, se encuentran la calibración de diversos instrumentos como TuMag (Tunable Magnetograph), magnetómetro que volará en el globo estratosférico Sunrise III y PHI (Polarimetric and Helioseismic Imager), a bordo de la misión Solar Orbiter, el desarrollo de diseños ópticos para la fase de diseño conceptual del coronógrafo CMAG de la misión Lagrange (ESA), que se encuentra todavía en sus primeras etapas y, finalmente, en la caracterización experimental de materiales ópticos utilizados en el estudio polarimétrico de la atmósfera solar. 
Los instrumentos mencionados anteriormente tienen dos cosas en común: todo ellos funcionan como polarímetros y como instrumentos de imagen. La obtención de observaciones de alta precisión polarimétrica y espectroscópica en las capas más altas de la atmósfera solar, como son la cromosfera y la corona, es fundamental para la comprensión del campo magnético solar.
Para el análisis espectroscópico, los interferómetros de Fabry-Pérot (también llamados etalones) son ampliamente usados en instrumentación astronómica. Estos dispositivos consisten en finas láminas de material transparente cuyas múltiples reflexiones de la luz incidente entre sus superficies crean un patrón de interferencia con un perfil de transmisión espectral caracterizado por picos muy estrechos, de fracciones de nanómetro, a determinadas longitudes de onda que dependen de los parámetros intrínsecos del etalón, como son el grosor o el índice de refracción. 
Los etalones pueden fabricarse también a partir de cristales electro-ópticos. Al aplicar un voltaje sobre este tipo de cristales, se modifica la distribución de su carga eléctrica produciendo una variación en el índice de refracción, lo que convierte al etalón en un dispositivo sintonizable con el que podemos barrer sobre un rango de longitudes de onda con mucha precisión.
Sin embargo, este efecto introduce una anisotropía en el comportamiento óptico del material, que provoca para la mayoría de ángulos de incidencia un efecto de birrefringencia. Esto es, una división del haz de luz en dos haces que viajan a través del material a diferentes velocidades, por tener diferentes índices de refracción según la dirección de propagación, y con estados de polarización perpendiculares entre sí. El etalón se comporta entonces también como un polarizador y/o retardador. Estos efectos degradan las medidas ya que modifican la información polarimétrica de la luz proveniente de la atmósfera solar. Es por ello que es necesario realizar un estudio exhaustivo de las propiedades electro-ópticas y la birrefringencia de este tipo de materiales. 
En los últimos años, el IAA ha realizado un gran esfuerzo desde el punto de vista teórico en el estudio de los etalones, incluyendo sus propiedades birrefringentes. Ahora, los cálculos teóricos han de contrastarse con medidas en laboratorio, para lo cual estamos desarrollando un instrumento que permitirá caracterizar las propiedades ópticas y polarimétricas de elementos ópticos, así como sus efectos en la calidad del frente de onda transmitido.
El estudio que planteamos no solo mejoraría la corrección de los efectos perjudiciales de la birrefringencia en medidas espectropolarimétricas, sino que permitiría la creación de innovadores instrumentos donde los etalones podrían llevar a cabo al mismo tiempo las funciones de barrido en longitudes de onda y del análisis de la polarización. Se conseguirían así diseños con un número más reducido de elementos, más simples y livianos, que posibilitarían un mejor aprovechamiento del número de fotones recibidos, con lo que se podría acceder a un nivel de detalle nunca antes alcanzado en las estructuras magnéticas solares.

Luis Alberto Díaz

Trazando el ensamblado de las galaxias

Tras mis primeras andaduras por la física en mi Salamanca natal, tomé la decisión de salir de la que hasta entonces había sido mi única ciudad y adentrarme en el campo de la astrofísica. Es aquí cuando comencé una tesis doctoral en poblaciones estelares en el Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA) con la que finalmente obtuve el título de Doctor Cum Laude por la Universidad Complutense de Madrid en 2017. A pesar de que mi tesis se basó en el estudio observacional de la formación y evolución de galaxias, me mudé laboralmente al Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA, Taiwán), donde complementé mi formación postdoctoral en algo mucho más teórico como son las lentes gravitacionales en cúmulos de galaxias (weak lensing) y el plano fundamental de cúmulos.
Tras el confinamiento a mediados de 2020, pude regresar a España gracias al programa Severo Ochoa. Este programa me permitió retomar el tema principal de mi tesis, las poblaciones estelares, con el gran aliciente de realizarlo en un centro de repercusión internacional como es el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) rodeado de grandes profesionales en la materia.
La línea de investigación que estoy desarrollando dentro del IAA se centra en la determinación y evolución de las poblaciones estelares de galaxias dentro del cartografiado J-PAS. En palabras más simples, consiste en determinar qué tipos de estrellas pueblan los diferentes tipos de galaxias, ya que dependiendo del tipo de galaxia su contenido estelar puede variar y estas pueden presentar estrellas muy jóvenes, o muy evolucionadas, con alto contenido en metales, etc. 
El cartografiado J-PAS observará un quinto del cielo usando 59 filtros distribuidos en el rango óptico, lo que equivale al rango espectral que vemos los humanos (del color azul al rojo) más un poquito de infrarrojo (como las cámaras térmicas). Esto será equivalente a tomar 59 fotos del cielo usando diferentes filtros que medirán la intensidad de cada uno de los colores de las galaxias. Esta configuración hace que J-PAS sea excelente a la hora de determinar el contenido estelar de las galaxias y estimar la distancia, o redshift, a la que se encuentran. J-PAS presenta un gran atractivo para nosotros, ya que al tener la luz una velocidad finita, la imagen que tenemos de las galaxias más alejadas es en realidad un reflejo de su pasado por el mero hecho de que la luz ha tardado más tiempo en viajar hasta nosotros. Esto nos permite crear una especie de película donde disfrutaríamos viendo cómo las diferentes estrellas van apareciendo dando forma al ensamblado galáctico, en la que sus primeros fotogramas corresponderían a las galaxias más lejanas de J-PAS y cuyo final serían las galaxias más cercanas a nuestra Vía Láctea.
En particular, con J-PAS podremos trazar la película o historia de formación estelar de las galaxias desde hace ocho mil millones de años (más de la mitad de la edad del universo). Para esta tarea estamos desarrollando técnicas de análisis adaptadas para J-PAS que en el gremio se conocen como SED-fitting. Esta metodología está basada en comparar las intensidades de las 59 bandas que hemos observado para cada galaxia, poniendo especial énfasis en aquellos filtros que nos cuentan detalles de sus poblaciones estelares, como por ejemplo su edad. Todo esto basado en la comparación con modelos que hemos construido a partir de lo que conocemos sobre las estrellas en nuestra vecindad solar y sobre los cúmulos de estrellas de la Vía Láctea.
Hasta el día de hoy, estas líneas de investigación se desarrollaban mayormente con espectroscopía, que a pesar de ofrecer una mayor resolución frente a la fotometría, también presenta ciertas desventajas, como por ejemplo la necesidad de mayores telescopios con requerimientos técnicos más exigentes o un mayor tiempo de observación por galaxia que muchas veces obliga a realizar una selección previa de la muestra. Estas desventajas son ampliamente paliadas con cartografiados tipo J-PAS, por lo que esperamos que nuestra línea de investigación tendrá un gran impacto a la hora de determinar la historia de formación estelar de las galaxias desde un punto estadísticamente más robusto y completo. 

Julián Garrido

Ciencia abierta con el Square Kilometre Array

A veces uno mismo se pregunta cómo ha logrado llegar a un centro como el Instituto de Astrofísica de Andalucía. Todos en algún momento llegamos a un punto en el que tenemos que decidir qué camino queremos tomar, y para ello ponemos en práctica la toma de decisiones multicriterio, que nos permite encontrar soluciones a cuestiones o problemas complejos teniendo en cuenta tanto criterios objetivos como subjetivos, otorgándoles a cada uno de ellos un peso diferente. 
Esta técnica de toma de decisiones, en combinación con otras técnicas de inteligencia artificial, la utilicé también en la investigación de mi tesis doctoral en la Universidad de Granada. Desarrollé un sistema inteligente capaz de evaluar el riesgo ambiental de cualquier actividad potencialmente contaminante, entre las que podría encontrarse la construcción de una infraestructura científica en mitad de un paraje natural protegido, como suele ser el caso de la localización de los observatorios de astronomía, ya que generalmente necesitan estar alejados de núcleos urbanos.
Me especialicé en técnicas de web semántica y en la aplicación de lógicas descriptivas a la resolución de problemas científicos. Es decir, utilicé lenguajes orientados a representar conocimiento formal de manera que permita a un computador “razonar”. Para mi sorpresa, esto me abrió la puerta al IAA en 2012.
En el marco de un proyecto europeo que ha sido referencia en el ámbito de la ciencia abierta, colaboré en el desarrollo e implementación de un software de procesado científico (Taverna), con el fin de adaptarlo para que pudiera usarse para acceder y procesar datos de astronomía. El desarrollo de AstroTaverna, de nombre tan simpático, fue el que me introdujo en el mundo del software abierto (a veces referido como libre, aunque se trate de conceptos diferentes). Fue muy enriquecedor evolucionar hacia el uso de un modelo de desarrollo de software colaborativo y abierto, permitiendo así trabajar sobre el mismo código y de forma simultánea a personas situadas en distintos países.
Esta investigación estuvo enmarcada en las actividades preparatorias para la construcción y explotación del proyecto SKA, que tiene como objetivo construir dos radiointerferómetros con miles de antenas repartidas entre Australia y África. Tal es la magnitud de este coloso, que ha sido necesaria la creación de once consorcios internacionales para diseñar los distintos elementos que lo componen. En concreto, yo participé en el consorcio para el diseño del procesador de datos científicos y actúo como Project Manager de la coordinación de la participación española en el SKA. Las actividades de diseño del proyecto SKA terminaron en 2019 y precisamente este año va a iniciarse la construcción de esta megainfraestructura.
Los datos que produzca el SKA (600PB/año) serán enviados a una red de centros regionales que permitirán su almacenamiento y análisis. Desde 2017 estamos trabajando en el diseño y prototipado de un centro regional de SKA en el IAA con el fin de contribuir a que la comunidad española esté preparada para abordar los desafíos científicos y técnicos a los que se enfrentará. El programa Severo Ochoa del IAA apoya estas actividades y ha dado un empuje clave a la labor que realizamos. En particular, yo formo parte del equipo de desarrollo del protoSRC y disfruto actualmente de un contrato Severo Ochoa, mediante el cual contribuyo a diseñar el archivo científico y promover los principios de la ciencia abierta, que son elementos esenciales para favorecer la transversalidad y las sinergias.
Asimismo, estoy contribuyendo a la investigación de nuevas formas de representación de información que permitan describir la historia y transformaciones que se han aplicado a los datos, así como métodos alternativos para acceder a los datos y para su visualización. Todas estas son cuestiones necesarias, puesto que el gran tamaño de los datos de SKA hará que no se puedan preservar los datos brutos producidos tras la observación y por la misma razón tampoco podremos descargarnos los datos a nuestro propio ordenador para su análisis. Sin duda, trabajar en el IAA me proporciona la oportunidad de contribuir a la generación de nuevo conocimiento y abordar nuevos desafíos.

Sergio Rodríguez

Un espectrógrafo para el ELT, el telescopio óptico e infrarrojo más grande del mundo

Dados mis 23 años mi experiencia profesional puede no ser tan extensa como la de otras personas que escriban un artículo similar en esta revista. Hace dos años (en junio de 2019) obtuve mi grado en ingeniería electrónica industrial por la Universidad de Granada y a finales de 2020 terminé el máster en sistemas electrónicos para entornos inteligentes por la Universidad de Málaga compaginándolo, durante diez meses, con mi trabajo como ingeniero electrónico en una empresa encargada del diseño y desarrollo de faros y pilotos para algunas de las grandes marcas de automoción del mundo. Sin embargo, cuando recibí la oportunidad de unirme al IAA para este proyecto no tardé en decidirme. Para alguien que hacía menos de un año lidiaba con los circuitos electrónicos de su proyecto fin de grado, pensar que mi trabajo se instalaría en el mayor telescopio óptico e infrarrojo construido y que sería utilizado por científicos de todo el mundo para estudiar los misterios del universo era, simple y llanamente, emocionante.
El Extremely Large Telescope (ELT) será, una vez esté construido, el telescopio óptico e infrarrojo más grande del mundo, y uno de los varios instrumentos que incorporará será MOSAIC, el proyecto en el que trabajo. MOSAIC es un espectrógrafo multiobjeto que trabaja en el espectro visible y en el infrarrojo cercano. Este artículo busca ser en cierta forma divulgativo y, por los comentarios recibidos de familiares y amigos, las primeras preguntas que surgen son ¿qué es un espectrógrafo? Y, ¿cuál es la función de un espectrógrafo en un telescopio?
De la misma forma que un prisma separa la luz en colores para obtener un arcoíris, un espectrógrafo recoge la luz emitida por un cuerpo celeste y la separa en sus distintas longitudes de onda. Lo importante de todo esto y la razón por la que se usan los espectrógrafos en astronomía reside en que cada elemento químico o molécula absorbe y emite en unas longitudes de onda distintas, por lo que analizando el espectro producido por un cuerpo es posible conocer la composición del mismo. Es más, usando análisis más complejos del espectro es posible obtener información sobre la temperatura y la densidad del cuerpo, la velocidad a la que se acerca o aleja de la Tierra (incluyendo la distancia), o incluso del campo magnético del cuerpo.
El objetivo del espectrógrafo consiste en estudiar en detalle el espectro producido por el cuerpo observado. Sin embargo, el mismo instrumento y el telescopio se encuentran emitiendo radiación infrarroja debido a su temperatura. Dicha radiación puede influir y contaminar el espectro estudiado, lo que provocaría que las lecturas obtenidas no fuesen útiles. Por ello, es necesario enfriar el interior del instrumento todo lo posible hasta niveles criogénicos (cercanos al cero absoluto).
Desde el IAA trabajamos en el diseño del sistema de control de los motores que gestionan los distintos mecanismos que se encuentran dentro del espectrógrafo del infrarrojo cercano de MOSAIC. Para ello, es necesario diseñar tanto los dispositivos que se encuentran dentro del espectrógrafo como los que se colocan en el exterior. En el interior y debido a la necesidad de trabajar a temperaturas tan bajas, los motores usados deben de tener ciertas características (uso de lubricantes sólidos, alta capacidad de refrigeración, etc) que los hagan aptos para su uso en criogenia. Del mismo modo, los dispositivos encargados de detectar y comunicar al sistema electrónico de control la posición del motor en cada momento deben ser dispositivos analógicos (resolvers) en lugar de digitales (encoders), puesto que la electrónica no funciona bien a temperaturas tan bajas.
En la actualidad estamos centrados en la electrónica de control que se encuentra fuera del espectrógrafo, específicamente en un primer prototipo aún en desarrollo que utiliza distintos componentes de la marca Beckhoff para el control de un motor con encoder a temperatura ambiente.
Ilusionado ante la posibilidad de ver el fruto de mi trabajo instalado en semejante obra de ingeniería, a lo largo de los próximos años espero poder seguir aportando y aprendiendo en el proyecto ELT hasta su conclusión, así como continuar formándome en el IAA.

Banafsheh Shahzamanian

Estudio del centro de la Vía Láctea

Vengo de la histórica ciudad de Isfahán, en Irán. Recuerdo la fascinación que me producía el cielo nocturno cuando era niña. Viví la experiencia única de observar las estrellas en el vasto cielo despejado, que entonces presentaba menos contaminación lumínica.
Cuando era adolescente mi interés por el universo creció, principalmente a partir de la lectura de libros de divulgación científica. Recuerdo claramente cómo los libros de Stephen Hawking fueron abrumadores para mí y me hicieron pensar en el espacio y el tiempo.
Continué con mi pasión por la física durante mis estudios de licenciatura en la Universidad de Isfahán y luego obtuve mi maestría en astrofísica en Zanjan (Irán), donde me familiaricé verdaderamente con la astronomía. Después comencé a impartir cursos de astronomía y cosmología a estudiantes de secundaria y al público en el centro de Astonomía Adib, en Isfahán, donde pude ayudar a los estudiantes a seguir su pasión por la astronomía.
Para continuar mis estudios, solicité y me aceptaron en el programa internacional de doctorado del instituto Max Planck en Bonn y la Universidad de Colonia, en Alemania. Durante mi doctorado en el grupo del Centro Galáctico en Colonia estudié las estrellas de los pársecs centrales y el agujero negro supermasivo central (Sgr A*) de la Vía Láctea. Me introduje por primera vez en el mundo de los datos astronómicos y realicé observaciones con los instrumentos infrarrojos NACO y SINFONI en el Very Large Telescope de Chile. 
Sgr A* es temporalmente variable en los rangos del infrarrojo cercano (NIR) y rayos X, así como en el dominio de radio a submilimétrico, aunque en menor medida. Comprender la física subyacente que impulsa el mecanismo de emisión de Sgr A* requiere estudiar la polarización de la radiación electromagnética. Usando imágenes en luz polarizada en el infrarrojo cercano de NACO, pude medir la variación de la intensidad y de las propiedades de polarización de la luz infrarroja emitida por SgrA*. Combinando todos los datos polarimétricos de Sagitario A* de varios años y realizando un análisis estadístico, pudimos entender algunas de las propiedades fundamentales de la geometría del proceso de acreción, o de absorción de material, del agujero negro. También analizamos la naturaleza y propiedades de las fuentes con exceso de emisión en el infrarrojo cercanas a la posición de Sgr A *.
Después del doctorado permanecí en la Universidad de Colonia con un puesto postdoctoral. Durante este tiempo, junto con un estudiante de doctorado, nos concentramos en el estudio de las órbitas relativistas de las estrellas en el campo gravitacional cerca de Sgr A *.
Luego me trasladé al IAA-CSIC para trabajar en el grupo del Centro Galáctico financiado a través de una beca del Consejo Europeo de Investigación, como investigadora postdoctoral. Mi proyecto trata sobre la formación de estrellas en el Centro Galáctico (GC), con el objetivo de lograr un gran avance mediante la búsqueda de cúmulos jóvenes en el GC a través de medidas de movimientos propios. Actualmente, esta es la única posibilidad realista de encontrar cúmulos estelares en esta región. Se espera la presencia de cúmulos numerosos, pero escapan fácilmente a la detección posiblemente porque las fuerzas de marea en esta región diluyen los cúmulos de forma rápida, de modo que no pueden ser detectados entre el denso fondo de estrellas del Centro Galáctico.
Combinando dos sondeos de alta resolución angular, Paschen-alpha del Telescopio Espacial Hubble y GALACTICNUCLEUS, coordinado por el grupo del Centro Galáctico del IAA, iniciamos un estudio de movimiento propio a gran escala de la región central de la Vía Láctea. Demostramos la viabilidad de nuestro enfoque al descubrir un primer grupo de estrellas que se mueven conjuntamente en el Centro Galáctico.
La cinemática general de las poblaciones estelares en el Centro Galáctico se puede estudiar utilizando movimientos propios. Durante mi proyecto como contratada postdoctoral Severo Ochoa, estamos trabajando en producir un catálogo de movimientos propios estelares para una gran parte del GC, un área que no ha sido suficientemente cubierta por otros estudios astronómicos disponibles. También hemos desarrollado la metodología necesaria para utilizar los movimientos propios para detectar grupos de estrellas que se mueven conjuntamente y que trazan cúmulos jóvenes disueltos en el GC. El análisis de estos cúmulos disueltos nos ayudará a delimitar la tasa de formación de estrellas en el Centro Galáctico en los últimos diez millones de años.

Guang-Yao Zhao

Agujeros negros supermasivos con el EHT

Los agujeros negros son los objetos más fascinantes del universo. Cuando era estudiante de secundaria, leí sobre ellos y me atrajeron profundamente. También aprendí sobre los objetos conocidos como núcleos activos de galaxias (AGN), que funcionan con agujeros negros supermasivos (SMBH) con millones de masas solares y que viven en el centro de la mayoría de las galaxias.
Comencé a hacer observaciones científicas de ANGs en longitudes de onda ópticas para mi tesis de licenciatura. Al mismo tiempo, me di cuenta del poder de las observaciones en longitudes de onda fuera del rango visible, especialmente en longitudes de onda de radio, mucho más largas que la luz visible, donde es posible la técnica llamada interferometría de muy larga base (VLBI). Esta técnica permite que radiotelescopios separados geográficamente trabajen juntos para formar un telescopio virtual con el tamaño equivalente a la separación entre los telescopios, y proporciona la resolución angular más alta en astronomía. Realicé observaciones VLBI en longitudes de onda de centímetros de varios AGN con alta emisión en radio para mi doctorado.
La resolución de una matriz VLBI depende de su longitud de onda de observación y la longitud de las líneas de base (la distancia entre diferentes elementos). Para lograr una resolución más alta, necesitamos observar a longitudes de onda más cortas o extender la longitud de la línea de base. El instituto donde realicé mi primera investigación postdoctoral, el Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea (KASI), opera una red VLBI de tres elementos. Esta red es la primera red VLBI dedicada en longitudes de onda milimétricas en el este de Asia. En comparación con la VLBI en longitudes de onda de centímetros, que está bien establecida, la versión milimétrica de la VLBI enfrenta muchos desafíos. Estos desafíos provienen del hecho de que los instrumentos suelen ser menos sensibles en milímetros y a que la atmósfera se vuelve más turbulenta, lo que limita el tiempo que podemos integrar los datos para obtener relaciones señal/ruido más altas. La característica más singular de la red coreana VLBI (KVN) es que puede observar en cuatro longitudes de onda diferentes (incluidas una banda centimétrica y tres bandas milimétricas) al mismo tiempo. Se ha demostrado que este modo de observación es ideal para superar esos desafíos para la VLBI milimétrica. Durante mi estancia en Corea estudié la fuente de radio asociada con el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra Vía Láctea, Sgr A*. También desarrollé aún más el método relevante para el análisis de datos VLBI en longitud de onda múltiple.
La limitación de KVN proviene de las longitudes cortas de la línea de base (solo unos 500 kilómetros). Para lograr la resolución que será suficiente para resolver un agujero negro, necesitamos una matriz VLBI global que opere la longitud de onda más corta posible para VLBI, un milímetro. El Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) es un proyecto de este tipo. La matriz EHT actual consta de nueve telescopios/matrices ubicados en siete enclaves diferentes, incluido uno en el pico Veleta en Granada, España. El objetivo científico principal de la colaboración EHT es tomar imágenes del horizonte de sucesos de los agujeros negros supermasivos y realizar pruebas de la teoría de la relatividad de Einstein.
Me convertí en miembro de la colaboración EHT en 2017 y participé en la calibración y la obtención de imágenes de los datos de observación tomados ese año. En abril de 2019 publicamos la primera imagen de un agujero negro. La imagen muestra un anillo brillante formado cuando la luz se curva debido a la intensa gravedad alrededor del agujero negro de M87, 6500 millones de veces más masivo que el Sol. Esta imagen tan buscada proporciona la evidencia más sólida hasta la fecha de la existencia de agujeros negros supermasivos y abre una nueva ventana al estudio de los agujeros negros, sus horizontes de eventos y la gravedad. El resultado del EHT ha sido ampliamente reconocido por la comunidad científica y el público. La imagen del agujero negro se descargó unos 4500 millones de veces. La colaboración EHT también recibió el premio Breakthrough de Física fundamental 2020.
Me uní al IAA como contratado postdoctoral Severo Ochoa en diciembre de 2019, donde continúo con mi línea de investigación. También trabajo como coordinador del grupo de trabajo de Scattering del EHT. Mi enfoque actual son las observaciones EHT del agujero negro en el centro de la Vía Láctea, y mis objetivos futuros también incluyen la introducción del sistema de recepción estilo KVN en los telescopios EHT de próxima generación, especialmente los propuestos en España.