Artículos y presentaciones en Congresos

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  • Documento de conferencia
    Acceso Abierto
    Stand Up Científico (Popularización entre risas)
    (2017) Aramburú, Rosana; Farina Martín E.; García de Souza, Javier Ricardo; Saponara, Juliana
    PopER Stand Up Científico es el primer grupo latinoamericano de comedia en vivo de divulgación científica. En el grupo hay actualmente dieciocho integrantes, entre estudiantes, graduados, postgraduados e investigadores científicos, cubriendo una amplia variedad de disciplinas (biología, química, bioquímica, biotecnología, astronomía, paleontología, física, matemática.). El grupo tiene su origen en el primer curso de stand up científico, iniciativa del Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva en el año 2015, que a través del Programa de Popularización de la Ciencia y la Innovación, Tecnópolis y TECtv organizó un curso coordinado por Diego Golombek y dictado por Diego Wainstein. Una vez conformado el grupo, desarrollamos nuestros materiales individuales y grupales buscando, a través del stand up, desmitificar la idea del científico serio, de guardapolvos y anteojos, haciendo foco en la vida personal de los “científicos-standuperos” y su relación con su trabajo. A su vez, se busca comunicar ciencia acercando conceptos e ideas científicas de un modo entretenido: queremos enamorar de la ciencia a los que se acercan, despertar curiosidad en los que todavía no la conocen y resonar en aquellos que ya pertenecen a nuestra comunidad. La invitación es a reírse de/con nosotros. El show es apto para todo público y desde el año 2015 de manera continua presentamos nuestro espectáculo en bares, centros culturales, por ejemplo el Centro Cultural de la Ciencia: (C3), Universidades públicas y privadas (UNLP, UBA, UNQUI, UCALP, UDE, etc.), museos (Museo de La Plata, Museo de Ciencias Naturales Bernardino Rivadavia), escuelas (primarias y secundarias), Congresos y festivales, obteniendo una respuesta positiva por parte de los espectadores. El nombre Poper es un juego de palabras con las iniciales de POPularización Entre Risas y un homenaje al epistemólogo Karl Popper.
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    Supercáscaras de hidrógeno neutro
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2007) Arnal, Marcelo
    Análisis de las bases de datos de hidrógeno neutro obtenidas con los radiotelescopios, mostraron que la distribución espacial del átomo de hidrógeno no es homogénea, sino que presenta estructuras de muy diversas formas y dimensiones. Entre las estructuras más espectaculares que puedan detectarse en el medio interestelar de una galaxia se encuentran las denominadas supercáscaras de hidrógeno neutro. Los trabajos pioneros en este campo fueron llevados a cabo por el astrónomo estadounidense Carl Heiles (Astrophysical Journal, año 1979, vol. 229, pág. 533; Astrophsical Jornal Sup. Series, año 1984, vol. 55, pág. 585) entre fines de la década de los años setenta y mediados de la década de los años ochenta del siglo pasado. En general estas estructuras son observadas en un rango dado de velocidades radiales como una zona del cielo que presenta un mínimo en la emisión de hidrógeno neutro que se encuentra rodeado por zonas de mayor emisividad. Estas últimas (las zonas de mayor emisividad) en general poseen una forma elipsoidal con ejes mayores y menores de varios centenares de pársec. Hasta el momento se han detectado en la Vía Láctea un poco más de un centenar de estas estos objetos.
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    Radioestrellas, vientos en colisión, y HD 93129A
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2007) Benaglia, Paula
    Trabajando desde el IAR, hace una aproximadamente una década venimos observando estrellas tempranas con el radio interferómetro Australia Telescope Compact Array (ATCA), y objetos más débiles con el VLA, a más de una frecuencia. Entre las fuentes detectadas con emisión no-térmica en el rango de 5 a 8 GHz, encontramos a HD 93129A, en enero de 2004. Observaciones recientes con el HST 7 (Nelan y cols., Astrophysical Journal 128, 323, 2004) demostraron que es una binaria con compañera masiva (componentes: HD 93129Aa y HD 93129Ab), re-determinaron el tipo espectral y calcularon una separación de 55 mas entre las componentes (∼ 150 AU a 2.5 kpc de nosotros).
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    Burbujas interestelares alrededor de estrellas O y Wolf-Rayet
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2007) Cappa, Cristina E.
    Las estrellas de tipo O se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares. Estas estrellas atraviesan por varias etapas evolutivas hasta alcanzar la fase de estrellas Wolf-Rayet (WR), llamadas así en honor de C. Wolf y G. Rayet, quienes las descubrieron en 1867. Las teorías evolutivas actuales indican que luego de esta fase sobreviene la etapa final de supernova. Las estrellas WR están caracterizadas por líneas de emisión anchas e intensas en el rango de longitudes de onda ópticas. Además de las líneas correspondientes al hidrógeno y al helio, aparecen líneas de carbono, nitrógeno y oxígeno varias veces ionizados, resultado de los procesos de nucleosíntesis estelar. Al igual que las estrellas O, muchas de sus líneas espectrales muestran el perfil P Cygni, signo característico de la presencia de vientos estelares intensos. Debido a su alta temperatura, gran parte de la radiación de estas estrellas es emitida en el rango ultravioleta del espectro electromagnético.
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    Búsqueda de sitio para instalación de facilidades radioastronómicas en bandas milimétricas y submilimétricas del espectro
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2008) Morras, Ricardo
    Las bandas de longitudes de onda milimétricas y sub-milimétricas (0.3 – 1.0 mm) del espectro electromagnético, son únicas en astronomía: contienen más de 1.000 (mil) líneas espectrales de moléculas interestelares y circumestelares, como así también emisión en banda ancha originada en emisión del polvo frío del medio interestelar. Por lo tanto, estas son las únicas bandas en el espectro donde podemos detectar polvo frío y moléculas, en regiones tan lejanas como galaxias con altos corrimientos al rojo en sus espectros (redshifts) en el temprano universo, como así también en las regiones de formación de protoestrellas más cercanas, en la Vía Láctea. También son las únicas bandas que dan información detallada acerca de la cinemática en a) los alrededores de estrellas jóvenes, b) jets bipolares; c) discos protoplanetarios; d) estrellas tardías, con envolturas extensas y enriquecidas de elementos pesados, eyectadas en las últimas etapas de su evolución; e) etc. En estos años, los países que realizan grandes inversiones en el área de la astronomía están proyectando los futuros grandes instrumentos para las próximas décadas. Paralelamente, se han asociado a grupos de investigación que están realizando exhaustivas búsquedas de sitios adecuados para la instalación de los mismos. Debido al creciente interés científico de realizar observaciones astronómicas en esas frecuencias y adquirir esa estratégica tecnología, astrónomos de nuestro país, junto con colegas de otros países de Sudamérica están intentando unir sus esfuerzos para poder instalar un radiotelescopio que fuese capaz de trabajar en las bandas mencionadas. El instrumento propuesto constaría de una antena de 12 m de diámetro, con una superficie que permita observaciones en la banda sub-milimétrica, y receptores de línea y continuo que cubrirán un amplio rango de frecuencias. Dicho instrumento también puede ser parte de un interferómetro de larga línea de base, que opere conjuntamente con otros similares recientemente instalados en la Puna de Atacama, Chile (Proyecto APEX) Con vistas a ese objetivo final, la fase inicial de ese ambicioso proyecto está relacionada con la una serie de campañas de búsqueda de sitio adecuado, que cumpla con una serie de especificaciones que el proyecto requiere.
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    ¿Es posible viajar en el tiempo?
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2008) Romero, Gustavo E.
    En 1895, al comienzo de su carrera como novelista, el periodista y sociólogo inglés Herbert George Wells (1866-1946) publicó la novela The Time Machine, que se transformaría en texto un clásico y precursor de la literatura de ciencia ficción. En la novela, el protagonista, the time traveller, expresaba: [El hombre civilizado] puede vencer la gravedad utilizando globos, ¿por qué no le sería entonces posible también detener o acelerar su fluir por la dimensión temporal, o incluso revertirlo y viajar hacia atrás en ella?. Cien años después de la aparición de The Time Machine la humanidad ha vencido la gravedad no sólo mediante globos sino con máquinas que pesan cientos de toneladas. Aviones que alcanzan velocidades supersónicas, satélites artificiales que orbitan la Tierra, sondas espaciales que exploran la superficie de otros planetas y llegan hasta los confines del sistema solar, constituyen ejemplos adicionales del dominio de la naturaleza adquirido desde la época de Wells. ¿Pero qué ha sucedido con la dimensión temporal? ¿Admiten las leyes de la física, tal como se conocen en el presente, la posibilidad de construir máquinas del tiempo?.
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    Relevamiento en 1420 MHz de la polarización lineal del hemisferio sur celeste
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2008) Testori, Juan Carlos
    La polarización lineal de la emisión sincrotón del gas de nuestra galaxia, nos provee una invaluable información sobre el campo magnético galáctico y sobre las propiedades del medio magneto-iónico. Relevamientos de polarización lineal de grandes secciones del cielo, tanto en el Hemisferio Norte como en el Sur, fueron realizados en los años subsiguientes a las primeras detecciónes de polarización lineal llevados a cabo en los primeros años de la década de los sesenta (Westerhout y Wielebinski (1962)). La mayoría de las observaciones se hicieron en 408 MHz. La frecuencia más alta utilizada fue 1420 MHz. Todos estos primeros relevamientos analizaron sólo ciertas zonas del cielo su sensibilidad (la capacidad para observar objetos débiles) era reducida.
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    Acceso Abierto
    HDE 269896: una supergigante de la Nube de Magallanes
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2009) Corti, Mariela
    La Nube Mayor de Magallanes (LMC)1 es una galaxia satélite de la Vía Láctea, miembro del Grupo Local de galaxias y una de las más próximas a la nuestra. Debe su nombre a Fernando de Magallanes, quien en su viaje de circunnavegación alrededor de la Tierra, fue el primero en poner en conocimiento a occidente, de la existencia de la misma. La LMC está clasificada como una galaxia espiral barrada (SB) sin estructura de anillo(s) de forma irregular y sin bulbo (m). La LMC contiene unos 10.000 millones de estrellas y HDE 269896 con coordenadas galácticas (l,b) = (279°.3, -31°.7), es uno de los miembros más brillantes de la LMC, con tipo espectral ON9.7 Ia+.
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    Acceso Abierto
    A Plutón, lo hemos enviado al inframundo
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2009) Parisi, Gabriela
    El 15 de Marzo de 2004, astrónomos de Caltech, del observatorio Gemini y de la Universidad de Yale anunciaron el descubrimiento del objeto más distante y más frío en órbita alrededor del Sol. Debido a su órbita, este objeto parece provenir de la nube de Oort y no del Cinturón de Kuiper (CK). Debido a su baja temperatura lo denominaron Sedna ya que según la mitología de los esquimales, era el nombre del espíritu marino que vive en el fondo del mar y crea a todos los animales marinos. Muchos llamaron a Sedna el décimo planeta, ya que es apenas un poco más pequeño que Plutón. La situación se complico aún más cuando en el año 2005 se descubrió otro objeto inicialmente llamado Xena (2003 UB313), pero cuyo nombre oficial es actualmente Eris. Eris en la mitología griega es la Diosa de la discordia. Eris es más grande que Plutón. Se generó entonces un conflicto en la sociedad astronómica internacional. Que haremos? Teníamos nueve planetas. Vamos a editar libros escolares todos los días cambiando el número de planetas del Sistema Solar? Ayer eran 9, hoy son 11 si sumamos Sedna y Eris, mañana serán 12, y así sucesivamente?
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    Acceso Abierto
    Proyecto LLAMA (acrónimo de Large Latin American Millimeter Array)
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2009) Arnal, Marcelo
    El proyecto LLAMA (acrónimo de Large Latin American Millimeter Array) es un emprendimiento conjunto argentino-brasileño, cuya finalidad es la instalación y puesta en funcionamiento de una antena de 12m de diámetro en el noreste de Argentina, en un sitio ubicado por encima de los 4.500 metros de altura sobre el nivel del mar. Dicho telescopio trabajará en la banda de frecuencias comprendida entre los 90 GHz y los 700 GHz y contará con receptores extremadamente sensibles y sistemas de mando, control y procesamiento de datos. Aunque inicialmente el instrumento funcionaría como un telescopio independiente, uno de los objetivos perseguidos por este proyecto es que el mismo sea el primer elemento de una serie de antenas que conformarán la primera red de interferometría VLBI (Very Long Baseline Interferometry)en latinoamérica. Este modo de funcionamiento permitirá abrir una plétora de posibilidades para realizar investigaciones que necesiten de elevada resolución angular en la banda milimétrica y submilimétrica.
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    Acceso Abierto
    Estrellas formadas por otras estrellas
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2010) Vásquez, Javier
    Uno de los objetivos primarios de la astronomía es analizar y comprender los mecanismos que dan origen a las estrellas. ¿Cómo se forman las estrellas?, ¿se forman todas de la misma manera?, ¿ juega un papel importante el entorno interestelar en regiones de formación de estrellas?. Preguntas como estas han movilizado a los astrónomos a estudiar él o los mecanismos que dan origen a las estrellas.
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    Acceso Abierto
    Formación estelar y rayos gamma
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2010) Araudo, Anabella
    Las estrellas se clasifican de acuerdo a su masa M en masivas (M ≥ 8M⊙) y poco masivas (M ≤ 8M⊙). Entre estas últimas podemos incluir, por ejemplo, al Sol cuya masa es M⊙ ∼ 2 × 10 30 kg 1 . Estas estrellas de baja masa son fáciles de detectar y es por esto que se conoce bastante de su formación y evolución. Sin embargo, no ocurre lo mismo con las estrellas masivas, las cuales se encuentran embebidas en grandes condensaciones de gas y polvo con lo cual la extinción de la luz que emiten es grande y poco llega de ellas a nuestros detectores. Por esta razón el estudio de las estrellas masivas es complejo aunque no por esto menos excitante, siendo la formación de estas estrellas uno de los problemas candentes de la astrofísica actual. Básicamente existen dos modelos posibles para la formación de estrellas masivas. Uno es el que sugiere un mecanismo similar al que opera en las estrellas de baja masa, y el otro es el que sostiene una formación de tipo jerárquica; esto es, primero se formarían las estrellas de baja masa y luego, por la coalisción de algunas de éstas, las estrellas masivas. Observaciones recientes de objetos estelares jóvenes (YSOs por Young Stellar Objects) cercanos sugieren que el primero sería el mecanismo elegido por la naturaleza para formar las estrellas de gran masa. Esto es, un proceso de condensación de inhomogeneidades en una nube molecular, con la consecuente formación de un disco a través del cual se acreta material de la nube (disco de acreción) y la ejección de materia a través de flujos (jets) bipolares, sería la secuencia de hechos en la formación estelar, para todo el espectro de masas. En este artículo revisaremos la teoría y las observaciones con las que cuentan hoy en día los astrónomos para estudiar la formación de las estrellas masivas y luego veremos las especulaciones teóricas que pueden hacerse a partir de lo que se observa y se conoce. En particular, nos concentraremos en la posible emisión en rayos gamma2 de las estrellas masivas en formación.
  • Contribucion a revista
    Acceso Abierto
    Microquasares: fuentes de radiación de alta energía en nuestra galaxia
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2010) Vila, Gabriela
    Los microquasares deben su nombre a que comparten muchas características con los quasares, fuentes extragalácticas conocidas con anterioridad que también presentan eyección de jets. Los quasares (llamados así por la abreviatura de su nombre completo en inglés, quasi-stellar radio sources, fuentes de radio cuasi-estelares) son núcleos de galaxias donde existe un agujero negro supermasivo, que acreta materia del medio interestelar y es capaz de lanzar jets que se propagan por distancias de millones de años luz. Los quasares perteneces a un tipo más general de núcleos galácticos, los llamados núcleos activos de galaxias (AGN, Active Galactic Nuclei). Los microquasares parecen ser entonces versiones en pequeña escala de los quasares.
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    Acceso Abierto
    RCW 121 y RCW 122: dos regiones de formación estelar “hermanas”
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2010) Duronea, Nicolás
    Las estrellas de gran masa (aquéllas cuya masa es 8 a 10 veces superior a la de nuestro Sol) nacen en condensaciones gigantescas de gas y polvo denominadas “nubes moleculares”, las cuales están formadas por gas (principalmente hidrógeno en su estado molecular o H2) y partículas de polvo (constituídas fundamentalmente por carbono y silicio). La extensión de las nubes moleculares puede alcanzar las decenas e incluso centenares de años luz, y sus masas pueden llegar a miles e incluso cientos de miles de masas solares. Dentro de estas nubes moleculares, existen regiones donde se producen inestabilidades gravitacionales que originan la formación de grumos o condensaciones más pequeñas, en las cuales la densidad es superior al medio ambiente que las rodea. Estos grumos, al ser más densos que su entorno, comienzan a “acretar” materia por acción de su creciente fuerza de gravedad y forman así grumos cada vez más grandes y densos. Bajo determinadas condiciones, las presiones y temperaturas alcanzadas por dichos grumos llegan a ser tan elevadas que eventualmente dentro de los mismos se desencadenan las reacciones nucleares que dan origen a nuevas generaciones de estrellas. Este parece haber sido el caso de las nebulosas ópticas RCW 121 y RCW 122. Estas regiones de formación estelar ubicadas en la dirección del centro galáctico, alojan en su interior una gran cantidad de estrellas de gran masa muy calientes que ionizan el gas de la nube molecular original. Posteriormente, el gas ionizado emite una radiación de longitud de onda muy precisa denominada Hα en el rango del espectro óptico.
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    Acceso Abierto
    Remanentes de supernova que brillan en rayos-X
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2011) Combi, Jorge A.
    Los remanentes de supernova (RSN), restos gaseosos de la explosión de una estrella (fenómeno comúnmente conocido como supernova - SN), se forman por la propagación de una onda de choque a través del medio interestelar circundante a donde se produjo dicha explosión. A las SN se las puede clasificar en dos clases bien diferentes: las SN del tipo I y las SN del tipo II. Cada clase se caracteriza por su historia evolutiva y la masa inicial de la estrella que muere. Las del tipo I se originan por la explosión termonuclear de estrellas con unas pocas masas solares. En cambio las del tipo II, son el resultado del colapso gravitacional de estrellas masivas de varias masas solares. En estas explosiones, se pueden producir destellos de radiación intensísimos a lo largo de todo el espectro electromagnético, que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad hasta alcanzar un máximo determinado, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.
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    Acceso Abierto
    Tópico en procesamiento de señales: separación ciega de fuentes y aplicaciones
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2011) Caiafa, César F.
    En este artículo presentamos el problema de la Separación Ciega de Fuentes (“Blind Source Separation – BSS”), un tópico de gran interés en el área del Procesamiento de Señales con aplicaciones al procesamiento de imágenes satelitales y a la separación de fuentes de radiación en Radioastronomía entre otras.
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    Acceso Abierto
    Cosmología y Religión
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2011) Romero, Gustavo E.
    La Cosmología es un conjunto de teorías científicas sobre el origen y la evolución del Universo. Hay una enorme variedad de estas teorías, pero desde el descubrimiento de la radiación de fondo cósmico por Penzias y Wilson en 1965, la mayoría de ellas ha evolucionado hacia alguna forma de teoría evolutiva, abandonando el Principio Cosmológico Perfecto1 . El llamado Modelo Estándar del Big Bang (ver, por ejemplo, para una exposición reciente, Rich 2001) parece ofrecer un cuadro compatible con la mayoría de las observaciones astronómicas actuales. Aunque hay versiones singulares y no singulares del Big Bang, en general estos modelos ofrecen una imagen del Universo en evolución a partir de un evento explosivo ocurrido hace una decena de miles de millones de años. Esta explosión habría dado lugar al Universo, o al menos a su fase de expansión acelerada actual. Lo que aquí nos interesa es indagar si es científicamente sostenible el intento de establecer que el evento original del Big Bang tuvo una causa única, a la que se suele llamar “Dios” y que suele ser identificada con el Dios del discurso religioso. En otras palabras, lo que pretendemos investigar es si el término “Dios” puede figurar como valor de variable ligada en las cuantificaciones lógicas que ocurren en las teorías cosmológicas contemporáneas.
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    Acceso Abierto
    Estrellas T Tauri
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2011) del Valle, María Victoria
    Las estrellas se forman a partir de material interestelar que se condensa por efectos gravitatorios; se forman en grupos, en regiones de formación estelar. Las estrellas pueden clasificarse, a grandes rasgos, en dos amplias clases: estrellas de gran masa (M ≥ 8 Msol) y estrellas de baja masa (M ≤ 8 Msol); bajo esta clasificación el sol es una estrella de baja masa. La evolución y la formación de las estrellas dependen fuertemente de su masa. Cuando una estrella no es lo suficientemente densa su núcleo no tiene la temperatura necesaria para quemar hidrógeno eficientemente. A las estrellas que queman eficientemente hidrógeno en su núcleo se las llama estrellas de Secuencia Principal; el sol es una estrella de Secuencia Principal. Las estrellas de baja masa deben atravesar varios estadíos evolutivos desde su formación hasta alcanzar un estado como el del sol actual. Antes de ser una estrella de Secuencia Principal las estrellas como el sol son estrellas T Tauri. Es decir que las estrellas T Tauri son estrellas de baja masa en sus estadíos tempranos de evolución. Las estrellas T Tauri se encuentran en las llamadas regiones de formación estelar, rodeadas de gas y polvo. Estas estrellas son de especial interés ya que están rodeadas de discos protoplanetarios, donde se cree que se forman los planetas de los sistemas solares similares al nuestro.
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    Acceso Abierto
    Rayos gamma y rayos cósmicos: los mensajeros de un Universo violento
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2011) Orellana, Mariana
    Una de las principales dificultades para la detección de radiación gamma se debe a su capacidad de interacción con los gases de la atmósfera (y con materia en general): los fotones son absorbidos pero su contenido energético, como en toda reacción natural, debe conservarse. Como resultado de la absorción de fotones gamma se dá la creación (o a veces llamada materialización) de un par formado por una partícula y su correspondiente antipartícula, siendo el canal más probable el de los pares electrón-positrón. Estas partículas heredan la energía del fotón gamma y por tanto se mueven a una velocidad muy alta, tanto que emiten nuevos fotones gamma de energía ligeramente menor a la del gamma original, esto se repite y en un efecto de cascada o lluvia se pueden dar muchas generaciones de este tipo. Las partículas que forman las cascadas se pueden medir con distintos tipos de detectores de partículas, generalmente basados en la ionización de la materia o en el efecto Cherenkov.
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    Acceso Abierto
    Descubrimiento de la radiación no térmica
    (Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR), 2012) Peri, Cintia
    La radiación térmica es la que se conoce como radiación de cuerpo negro (Planck). Es generada por un sistema en equilibrio termodinámico caracterizado por una temperatura dada, y puede generar fotones con energías que llegan sólo hasta el rango de los rayos X. La radiación no térmica es generada por sistemas fuera del equilibrio termodinámico, y que tienen por lo menos dos componentes: partículas relativistas más algún campo; magnético, de fotones, o materia. Los fotones no térmicos, generados por una gran variedad de procesos, abarcan todo el espectro electromagnético, desde radio hasta gamma