2009, l'Any Internacional de l'Astronomia

La Unió Astronòmica Internacional va promoure el 2009 com l'Any Internacional de l'Astronomia (AIA-IYA2009) sota el lema, ≪Un Univers per descobrir≫. L'AIA-IYA2009 celebra les primeres observacions astronòmiques amb telescopi que Galileu Galilei va fer el 1609, i que van ser l'inici de 400 anys seguits de descobriments que encara continuen. L'Any Internacional de l'Astronomia ha de ser una celebració global de l'astronomia fent èmfasi en la divulgació per al públic en general, en l'educació a tots els nivells i en la transmissió de la recerca puntera que s'està a duent a terme. Amb l'organització d'activitats en els àmbits local, autonòmic, estatal i internacional durant tot el 2009, l'AIA-IYA2009 vol contribuir a transmetre a la societat el coneixement actual de l'Univers i que cadascú pugui descobrir-lo per si mateix

The European Space Agency Gaia mission: exploring the Galaxy

La missió astromètrica Gaia és una de les dues properes missions punteres del programa científic de l'Agència Espacial Europea. Es va aprovar l'any 2000 i el llançament està previst per a l'agost del 2012. Gaia escombrarà el cel contínuament durant cinc anys, cosa que proporcionarà mesures de posicions i velocitats amb les precisions necessàries per a produir un cens estereoscòpic i cinemàtic d'aproximadament mil milions d'estrelles de tota la nostra galàxia i de més enllà; o sigui, aproximadament un 1 % de la població estel·lar galàctica. El principal objectiu científic de Gaia és quantificar la formació estel·lar en les primeres etapes i la subsegüent evolució dinàmica, química i de formació estel·lar en la nostra galàxia. Respondrà preguntes, com ara quan es van formar les estrelles a la Via Làctia, quan i com s'ha format la galàxia, i quina és la seva distribució de matèria fosca. La completesa de les observacions és fins a V = 20 mag, amb una precisió d'aproximadament 20 µ as a magnitud 15. La informació astromètrica es complementa amb informació astrofísica, obtinguda a bord mitjançant espectrofotometria i espectroscòpia, fet que permetrà derivar la composició química i l'edat de les estrelles. A més, Gaia observarà desenes de milers de sistemes planetaris extrasolars, uns 105 - 106 cossos menors del nostre sistema solar, milions de galàxies a l'Univers proper, i 500.000 quàsars llunyans. Proporcionarà un seguit de nous testos estrictes a la relativitat general i la cosmologia. L'estimació és que, una vegada processades les dades adquirides per Gaia, el volum total de dades serà del voltant d'un petabyte. El repte del processament de dades és l'estreta relació que hi ha entre la informació astromètrica i l'astrofísica, que implica una solució global que millora la determinació dels paràmetres dels instruments, l'actitud del satèl·lit i les propietats dels objectes observats de manera iterativa. El Consorci per al Processament i l'Anàlisi de Dades és la col·laboració europea responsable de la preparació i l'execució del processament de dades.The Gaia astrometric mission is one of the next two cornerstones of the European Space Agency's science program. It was approved in 2000 and the launch is foreseen by August 2012. Gaia will continuously scan the entire sky for five years, yielding positional and velocity measurements with the accuracies needed to produce a stereoscopic and kinematic census of about one billion stars throughout our Galaxy and beyond, i.e., about 1% of the galactic stellar population. Gaia's main scientific goal is to quantify early formation and the subsequent dynamic and chemical evolution of the Milky Way and its history of star formation. It will provide insight into questions such as: When did the stars in our Galaxy form? When and how was it assembled? What is the distribution of dark matter? The stellar survey will have a completeness to V = 20 mag, with an accuracy of about 20 µas at 15 mag. The astrometric information will be combined with astrophysical data acquired through on-board spectrophotometry and spectroscopy, allowing the chemical composition and age of the stars to be derived. In addition, Gaia will observe tens of thousands of extra-solar planetary systems, some 105–106 minor bodies in our solar system, millions of galaxies in the nearby universe, and some 500,000 distant quasars. It will also provide a number of stringent new tests of general relativity and cosmology. Data acquired and processed as a result of the Gaia mission are estimated to amount to about 1 petabyte. The challenging problem is the close relationship between astrometric and astrophysical data, which involves a global iterative solution that updates instruments parameters, the attitude of the satellite, and the properties of the observed objects. The Data Processing and Analysis Consortium is a joint European effort in charge of preparation and execution of data processing

Professor Maria Assumpció Català Poch (1925-2009)

Maria Assumpció Català Poch was born in Barcelona on July 14, 1925. In the early years of her childhood, the family lived in Montblanc, Tarragona, where her father worked. She began primary school in Montblanc but finished in Barcelona, at the Catholic school of the Sacred Heart and Mary Immaculate, operated by the sisters of St Paul. After the Spanish civil war, she attended high school at the Institut Maragall in Barcelona..

Fluctuacions de la rotació de la Terra del 1800 al 1955.5: correccions al sistema FK5, elements orbitals de la lluna i datum de Watts

[cat] Hom va considerar uniforme la velocitat de rotació de la Terra fins el segle XIX. A finals del segle, alguns autors van començar a assenyalar que les fluctuacions observades del moviment de la Lluna podien ser degudes a variacions de la rotació terrestre. Per corroborar això calia una bona teoria del moviment lunar. Per altra banda, si existien fluctuacions en la rotació de la Terra, s'havien d'observar irregularitats no només en la Lluna, sinó en tots els altres cossos del sistema solar, en funció de la raó de moviments propis. Observacions meridianes, eclipsis i trànsits de Mercuri van confirmar la suposició. L'existència de fluctuacions en la velocitat de rotació de la Terra fa que l'escala de temps universal, lligada a la rotació diürna, no sigui una escala uniforme del temps. Per tal d'establir una escala uniforme (Temps Dinàmic) que serveixi com a argument de temps a les equacions de moviment, diferents autors han comparat posicions observades i calculades de cossos del sistema solar com a via per a determinar les irregularitats existents. La comparació d'ambdues posicions permet determinar la diferència T = TD - TU (Temps Dinàmic - Temps Universal). El 1955.5 es va establir la nova escala de Temps Atòmic Internacional (TAI). La seva relació amb el temps dinàmic i amb el temps universal es coneix i, per tant, l'escala uniforme TD està definida des del 1955.5. El període anterior ha estat estudiat per diversos autors que observen variacions molt elevades al voltant del 1900, variacions que no s’expliquen per la transferència de moment entre el nucli i el mantell terrestres, possible causa de les irregularitats. El present treball pretén millorar els seus resultats, incorporant els darrers acords de la UAI(establiment d'un nou sistema fonamental, nova escala de temps, nou sistema de constants, nova època de referencia, etc.), i utilitzant les efemèrides DE200/LE200 calculades per integració numèrica de les equacions de moviment dels cossos del Sistema solar. Aquesta millora pot contribuir a clarificar els moments que actuen i trobar els fenòmens que poden produir-los. Les ocultacions d'estrelles per la Lluna és un fenomen observat sistemàticament, des de fa anys, per observadors afeccionats i professionals. Podem disposar, doncs, de gran quantitat d'aquestes observacions que cobreixen un període molt ampli. Les dues raons, quantitat i extensió en el temps, fan que l'anàlisi i reducció d'aquest tipus d'observacions sigui un bon mètode per a la determinació de canvis en la rotació de la Terra. Per tal de separar els errors deguts a les diferències d’escales de temps, dels deguts a les efemèrides, equacions personals i altres, hem dividit les observacions de que disposem en dos períodes: a) observacions del 1955.5 al 1980, i b) observacions del 1800 al 1955.5. Hem analitzat les observacions del primer cas per determinar correccions a les constants utilitzades a les efemèrides, diferències entre els sistemes de referència dinàmic i estel.lar (FKS), correccions al datum de Watts i equacions personals. Hem aplicat aquestes correccions a les observacions del periode 1800-1955.5 i considerat que l’única font d’error que resta és la diferència entre les escales de temps provocada per les fluctuacions de la velocitat de la rotació terrestre. D'aquesta manera aquest treball cobreix dos objectius importants. Un, analitzar el nou sistema de referència FK5 establert per la UAI (1976) i UAI (1979),comparant-lo amb les efemèrides DE200/LE200, a la vegada que s'estudien les pròpies efemèrides, i l'altre, la redeterminació de les irregularitats en la velocitat de rotació de la Terra. L'anàlisi de les causes geofísiques d'aquestes fluctuacions queda fora dels objectius d’aquest treball. S'inclouen correccions al datum de Watts, millorant resultats anteriors ja que aquí es tracta amb un nombre més elevat d'observacions. Al capítol l descrivim el mètode seguit per a la reducció i al capítol 2, l'equació de condició establerta. Al capítol 3 fem una anàlisi de les observacions de què disposem i descrivim el procés de tractament de les dades i la resolució de l'equació de condició. Al capítol 4 presentem els resultats obtinguts i les conclusions que se'n deriven

Writing Physics at University

User guide to written communication in academic disciplines (in this case physics) for teachers and students

An analysis of the currently available calibrations in Stromgren photometry by using open clusters

In recent years, several authors have revised the calibrations used to compute physical parameters (tex2html_wrap_inline498, tex2html_wrap_inline500, log g, [Fe/H]) from intrinsic colours in the tex2html_wrap_inline504 photometric system. For reddened stars, these intrinsic colours can be computed through the standard relations among colour indices for each of the regions defined by Strömgren (1966) on the HR diagram. We present a discussion of the coherence of these calibrations for main-sequence stars. Stars from open clusters are used to carry out this analysis. Assuming that individual reddening values and distances should be similar for all the members of a given open cluster, systematic differences among the calibrations used in each of the photometric regions might arise when comparing mean reddening values and distances for the members of each region. To classify the stars into Strömgren's regions we extended the algorithm presented by Figueras et al. (1991) to a wider range of spectral types and luminosity classes. The observational ZAMS are compared with the theoretical ZAMS from stellar evolutionary models, in the range tex2html_wrap_inline506 K. The discrepancies are also discussed

Modelling the photosphere of active stars for planet detection and characterizaton

Context. Stellar activity patterns are responsible for jitter effects that are observed at different timescales and amplitudes in the measurements obtained from photometric and spectroscopic time series observations. These effects are currently in the focus of many exoplanet search projects, since the lack of a well-defined characterization and correction strategy hampers the detection of the signals associated with small exoplanets. Aims. Accurate simulations of the stellar photosphere based on the most recent available models for main-sequence stars can provide synthetic photometric and spectroscopic time series data. These may help to investigate the relation between activity jitter and stellar parameters when considering different active region patterns. Moreover, jitters can be analysed at different wavelength scales (defined by the passbands of given instruments or space missions) to design strategies to remove or minimize them. Methods. We present the StarSim tool, which is based on a model for a spotted rotating photosphere built from the integration of the spectral contribution of a fine grid of surface elements. The model includes all significant effects affecting the flux intensities and the wavelength of spectral features produced by active regions and planets. The resulting synthetic time series data generated with this simulator were used to characterize the effects of activity jitter in extrasolar planet measurements from photometric and spectroscopic observations. Results. Several cases of synthetic data series for Sun-like stars are presented to illustrate the capabilities of the methodology. A specific application for characterizing and modelling the spectral signature of active regions is considered, showing that the chromatic effects of faculae are dominant for low-temperature contrasts of spots. Synthetic multi-band photometry and radial velocity time series are modelled for HD 189733 by adopting the known system parameters and fitting for the map of active regions with StarSim. Our algorithm reproduces both the photometry and the radial velocity (RV) curves to good precision, generally better than the studies published to date. We evaluate the RV signature of the activity in HD 189733 by exploring a grid of solutions from the photometry. We find that the use of RV data in the inverse problem could break degeneracies and allow for a better determination of some stellar and activity parameters, for example, the configuration of active regions, the temperature contrast of spots, and the amount of faculae. In addition, the effects of spots are studied for a set of simulated transit photometry, showing that these can introduce variations in Rp/R∗ measurements with a spectral signature and amplitude that are very similar to the signal of an atmosphere dominated by dust

Constraining galactic structure parameters from a new extinction model and four star count samples

We propose a new 3-dimensional extinction model based on the COBE/IRAS all sky reddening map. Its application to globular and open cluster data evidences that the COBE/IRAS reddening map has an accuracy of 18%, but overestimates visual absorption by a factor of 1.16. This systematic error does not change with galactic latitude and opacity significantly. The implementation of the new extinction model has optimized our galactic structure and kinematic model to low-galactic latitudes. Four star count samples distributed in different galactic directions have been compared with galactic model simulations. Numerical experiments allow us to constrain the radial distribution of the galactic disk. The disk scale length is found to be 2250 +/- 50 pc and the displacement of the Sun from the galactic plane ZSun = 27.5 +/- 6.0 pc

A ring in a shell: the large-scale 6D structure of the Vela OB2 complex

The Vela OB2 association is a group of 10 Myr stars exhibiting a complex spatial and kinematic substructure. The all-sky Gaia DR2 catalogue contains proper motions, parallaxes (a proxy for distance) and photometry that allow us to separate the various components of Vela OB2. We characterise the distribution of the Vela OB2 stars on a large spatial scale, and study its internal kinematics and dynamic history. We make use of Gaia DR2 astrometry and published Gaia-ESO Survey data. We apply an unsupervised classification algorithm to determine groups of stars with common proper motions and parallaxes. We find that the association is made up of a number of small groups, with a total current mass over 2330 Msun. The three-dimensional distribution of these young stars trace the edge of the gas and dust structure known as the IRAS Vela Shell across 180 pc and shows clear signs of expansion. We propose a common history for Vela OB2 and the IRAS Vela Shell. The event that caused the expansion of the shell happened before the Vela OB2 stars formed, imprinted the expansion in the gas the stars formed from, and most likely triggered star formation

Hunting for open clusters in Gaia DR2: the Galactic anticentre

The Gaia Data Release 2 (DR2) provided an unprecedented volume of precise astrometric and excellent photometric data. In terms of data mining the Gaia catalogue, machine learning methods have shown to be a powerful tool, for instance in the search for unknown stellar structures. Particularly, supervised and unsupervised learning methods combined together significantly improves the detection rate of open clusters. We systematically scan Gaia DR2 in a region covering the Galactic anticentre and the Perseus arm (120≤l≤205 and −10≤b≤10), with the goal of finding any open clusters that may exist in this region, and fine tuning a previously proposed methodology successfully applied to TGAS data, adapting it to different density regions. Our methodology uses an unsupervised, density-based, clustering algorithm, DBSCAN, that identifies overdensities in the five-dimensional astrometric parameter space (l,b,ϖ,μα∗,μδ) that may correspond to physical clusters. The overdensities are separated into physical clusters (open clusters) or random statistical clusters using an artificial neural network to recognise the isochrone pattern that open clusters show in a colour magnitude diagram. The method is able to recover more than 75% of the open clusters confirmed in the search area. Moreover, we detected 53 open clusters unknown previous to Gaia DR2, which represents an increase of more than 22% with respect to the already catalogued clusters in this region. We find that the census of nearby open clusters is not complete. Different machine learning methodologies for a blind search of open clusters are complementary to each other; no single method is able to detect 100% of the existing groups. Our methodology has shown to be a reliable tool for the automatic detection of open clusters, designed to be applied to the full Gaia DR2 catalogue