De la Estación Astrofísica de Bosque Alegre
S. Paolantonio
Luego de la forzada jubilación del Dr. Charles D. Perrine como director del Observatorio Nacional Argentino en octubre de 1936, durante la breve gestión del interventor Ing. Félix Aguilar (en ese momento también director del Observatorio Astronómico de La Plata), se decidió el envío del espejo de 1,54 metros de diámetro del reflector de la Estación Astrofísica de Bosque Alegre a los Estados Unidos para su terminación.
La montura del telescopio estaba armada y las principales edificaciones completas, por lo que una vez finalizada la configuración del espejo, la estación estaría casi lista para su habilitación, solo faltaban algunos detalles menores y en particular el instrumental auxiliar necesario para efectuar las observaciones con el gran reflector, sin el cual resultaría inútil. Para cubrir estas últimas necesidades, el 18 de noviembre de 1936, Aguilar solicitó al Ministerio de Justicia e Instrucción Pública, un crédito de 80.000 pesos para la compra de dos espectrógrafos, un comparador y un microfotómetro.
Cuando en 1937 asumió como director titular Juan José Nissen, y como Astrofísico Enrique Gaviola, aún no había respuesta al pedido efectuado el año anterior. La carencia del instrumental que serviría al telescopio comenzaba a ser preocupante, por lo que Nissen envió una misiva a Monseñor Fortunato J. Devoto, Presidente del Consejo Nacional de Observatorio, del cual dependía la institución, con la intención de apresurar la compra. Nissen conocía ampliamente a Devoto, junto a él había obrado de secretario en el Consejo, y de hecho fue nombrado como director del Observatorio gracias a su gestión y la de Aguilar, su antiguo jefe cuando se desempeñó en el Observatorio Astronómico de La Plata.
En la carta, fechada el 26 de septiembre de 1938, Nissen recordaba que a pesar que en 1934 ya se le había solicitado al Dr. Perrine las necesidades del Observatorio Nacional, el personal de la institución continuaba siendo reducido y mal remunerado, y el instrumental incompleto y antiguo. En particular, destacó la urgente necesidad de dotar al gran reflector de dos o tres espectrógrafos para distintos usos, así como fotómetros para el estudio de las placas fotográficas que se obtendrían, proponiendo un presupuesto de 100.000 pesos. El Presidente del Consejo respondió el pedido el 13 de octubre: «Se hará lo posible para que dicho proyecto de presupuesto sea aprobado». Devoto debía gestionar el pedido ante el Ministerio de Justicia e Instrucción Pública, por lo que no podía garantizar el obtener la partida necesaria.
Evidentemente la solicitud no dio los frutos esperados, dado que el 19 de marzo del año siguiente, Nissen se dirigió directamente al ministro Jorge E. Coll, insistiendo con la solicitud de un crédito especial para la compra de los equipos auxiliares, ahora reducido a un monto de 50.000 pesos.
Finalmente, a principios de 1940 Nissen renunció a la dirección y abandonó la institución ante la falta de apoyo de las autoridades. En su reemplazo asumió el vicedirector, Enrique Gaviola.
Poco tiempo antes, en enero, había llegado a Córdoba el espejo terminado, por lo que era un hecho que pronto el telescopio estaría en condiciones de operar. Convencido de que no lograría la partida necesaria para adquirir los instrumentos faltantes en un tiempo razonable, Gaviola tomó la osada decisión de construirlos en el observatorio. Imaginó y diseñó un espectrógrafo destinado al estudio de estrellas, seguramente con la contribución de Ricardo Platzeck. Este fue el origen de uno de los logros más notables de la óptica instrumental astronómica argentina. El aparato pasaría a la historia como el espectrógrafo “de Gaviola” y sería registrado en los cuadernos de observaciones con el simple nombre de “Espectrógrafo I”.
Espectrógrafo I
Los espectrógrafos están destinados al estudio de la luz proveniente de los cuerpos celestes, descomponiéndola según sus diferentes longitudes de onda (“colores”) y registrándola para su posterior análisis. Se trata de un instrumento indispensable para muchas de las observaciones astrofísicas, por ejemplo, para la determinación de la composición química, la temperatura y las velocidades radiales.
Genéricamente, un espectrógrafo consta de una “ranura” que limita la luz recolectada por el telescopio, que se ubica en su foco[1], el “colimador”, que transforma el haz divergente en uno paralelo que ilumina el “elemento dispersor”, formado por uno o varios prismas o red de difracción. La luz dispersada incide sobre la “cámara”, encargada de formar una imagen del espectro sobre el “detector”, en aquel entonces una placa fotográfica, hoy un CCD. Estos instrumentos se diseñan de acuerdo a las características del telescopio en que se instalarán y los objetos que se observarán, por ejemplo, estrellas o galaxias. Pueden montarse directamente sobre el telescopio o en una habitación adjunta, a la que se lleva la luz por medio de un sistema de espejos y/o lentes, o por fibras ópticas.
En el caso específico del Espectrógrafo I del Observatorio Nacional Argentino, estaba destinado a la observación estelar con ranura, el registro se realizaba en placas fotográficas y se montaba directamente sobre el telescopio de 1,54 m en su foco Cassegrain. Fue pensado para poder utilizarlo como espectrógrafo al vacío, cosa que nunca ocurrió.
Fue diseñado con una óptica exclusivamente de reflexión, algo nunca realizado hasta ese momento. El colimador consistía en un sistema Cassegrain invertido, con la particularidad que el espejo cóncavo era hiperbólico, en lugar de parabólico. Esto se realizó con el objeto de corregir las aberraciones de la cámara, descripta por Gaviola como tipo “Schmidt sin lente correctora”, por lo que el espejo de la misma era esférico.
Como elemento dispersor, se decidió el empleo de una red plana de reflexión, fabricada por Robert Wood en la Johns Hopkins University de Baltimore, EE.UU., uno de los más reconocidos fabricantes de la época[2].
Todas las piezas ópticas fueron elaboradas en la institución a excepción del espejo menor del colimador. La ranura, soportes y demás elementos estructurales también se realizaron en los talleres del observatorio.
Durante su estadía en EE.UU. para recibir el espejo del telescopio, Gaviola había escrito desde Washington a Wood el 27 de diciembre de 1939, solicitándole cotización por la elaboración de una red plana de 4 pulgadas. Evidentemente la decisión de realizar el espectrógrafo en el observatorio ya estaba tomada.
El 19 de febrero de 1940, luego de asumir la dirección, Gaviola anunció al ministro que estaba abocado a la construcción de un espectrógrafo, por lo que le solicitó autorización para la compra de una red a los talleres de la Universidad Johns Hopkins. Ese mismo día, seguro de que la partida sería otorgada (posiblemente por una conversación previa), Gaviola escribió a Wood para confirmar la compra. El pedido fue autorizado un mes más tarde por decreto del 27 de marzo.
El 13 de marzo siguiente, se solicitó a la casa Saumel y Cía de Buenos Aires, tres discos de “cristal liso”, de vidrio St. Gobain (la misma fábrica francesa que proveyó el disco para el espejo de 1,54 m), de 35 cm de diámetro y de unos 15 mm de espesor, con borde arenado. En la misiva, Gaviola destacó que la placa de donde se debían cortar, tenía que ser inspeccionada previamente por el Ingeniero Ernesto Galloni[3]. El 25 de ese mes, luego de la visita de Galloni, el Director cambia algo las especificaciones, solicita 3 discos de 32 cm de diámetro y 25 mm de espesor. Estos discos se destinarían al espejo de la cámara, dos se fusionarían para formar uno solo de mayor espesor, mientras que el tercero se emplearía como herramienta para el tallado.
La red fue recibida en Buenos Aires en julio, vía aérea, por la Pan American Grace Airways Inc., entrando libre del pago de derechos. A Córdoba recién llega en octubre, el mismo mes en que se abonaron los 350 dólares por su compra.
Gaviola escribe el 5 de noviembre al Ingeniero Helio López[4], del Taller de Óptica en Puerto Belgrano, solicitándole la fabricación de dos pequeños espejos convexos para al colimador, junto a un esquema explicativo de lo que se pretendía. Le indica que no era posible tallarlos en el observatorio por su reducido tamaño, de solo 24 mm de diámetro. En diciembre los recibe (se envían 4 espejos), y el 24, en una misiva dirigida a López, le señala que luego de medirlos los encontró de la más alta calidad, felicitándolo por la perfección del trabajo realizado.
El 4 de enero de 1941 se inicia en los talleres del observatorio el tallado del espejo principal del colimador, a partir de un disco de vidrio Pyrex de 4 pulgadas (101,6 mm) de diámetro, tarea que estuvo a cargo de David McLeish bajo la guía de Ricardo Platzeck (Cuaderno del taller de Óptica, MOA, Informe al Ministro 1941).
El espejo esférico para la cámara también fue figurado por McLeish. Debido a su diámetro y pequeño radio de curvatura, que implicaba una gran flecha (una gran concavidad), debía ser elaborado a partir de un disco de suficiente espesor, por lo que fue necesario fundir en un horno eléctrico improvisado, dos de los discos de vidrio comprados (que resultaron tener 23 mm de espesor cada uno) a una temperatura de 660 ˚C, los que luego se enfriaron lentamente a lo largo de 4 días para evitar la generación de tensiones internas. Posteriormente a su figurado, con el objeto de alivianar el instrumento, se cortó una faja del espejo de 12 cm, simétrica a su centro óptico, empleando una sierra de bronce y carborundum[5], operación también supervisada por Platzeck (informe al Ministro 1941, p. 255).
Para la inauguración de la Estación Astrofísica de Bosque Alegre, el 5 de julio de 1942, la óptica del espectrógrafo estaba terminada (Gaviola 1942), y se trabajaba en la elaboración de la carcasa que la contendría. Adicionalmente, se confeccionó un espejo plano de 5” (127,6 mm) de diámetro, el que, junto a un ocular de grandes dimensiones, proporcionarían un campo de observación suficientemente grande para ubicar la zona a estudiar. Otras piezas ópticas terminadas en esa época fueron un par de espejitos destinados al sistema de guía y los espectros de comparación.
El Jefe del Taller Mecánico, Ángel Gómara, dispuso todos los elementos en una mesa en las posiciones que debían quedar, y a partir de las medidas obtenidas diseñó y fabricó los moldes necesarios. Las piezas fueron fundidas en aluminio especial en la Fábrica de Aviones de Córdoba (Gómara 2002). Con un espesor de paredes de 2,5 mm y reforzado con nervaduras, la fundición de la carcasa resultó ser de excelente calidad.
También se fabricaron las celdas de los espejos, soportes y la ranura, entre otros varios elementos, incluida la lámpara de arco de hierro, indispensable para generar los espectros de comparación, además de la estructura de hierro necesaria para soportar el espectrógrafo al telescopio.
Finalmente, en agosto de 1943, el espectrógrafo se encontraba terminado.
Instalado en el telescopio a fines de 1943, comenzó a utilizarse en forma inmediata. Poco después, se encontró que el sistema eléctrico del movimiento fino en declinación del telescopio no era adecuado para la guía con el espectrógrafo, por lo que en 1944 se agregó un sistema manual, diseñado y fabricado por Gómara, que permitía un movimiento suficientemente fino (Gaviola 1946).
El primer logro obtenido gracias al espectrógrafo no fue por un espectro, sino por la observación a través del ocular de campo. El 9 de enero de 1944, mientras operaba el instrumento el Dr. Gaviola, con la intención de realizar un espectro a la variable Eta Carinae, al revisar la zona con el ocular de campo descubrió que la estrella estaba rodeada por una nebulosidad (Paolantonio 2012).
La obtención de espectros con este instrumento fue la principal actividad realizada con el gran telescopio, junto a la toma de fotografías directas en el foco newtoniano.
El campo de la cámara del espectrógrafo era curvo, con un radio de 40 cm. Inicialmente se empleó película, pero pronto se pasó a utilizar placas fotográficas delgadas (0,8 mm) de mayor sensibilidad. Eran cortadas de placas grandes a una medida de 7 a 8,5 mm de ancho por unos 119 mm de largo[6] (Gaviola 1946).
Se obtenían espectros de unos 10 cm de longitud, hasta los 2900 Armstrong (Gaviola 1942). En la bibliografía se señala que la dispersión del instrumento era de 42 Armstrong por milímetro (420 nm/mm), valor que se confirma a partir de los cálculos realizados utilizando los diferentes parámetros ópticos.
Debido a la gran curvatura del campo, era frecuente que las placas se rompieran, en especial si el corte no era bueno. Pronto se analizó el problema y se comprobó que someterlas durante unos 30 segundos a una flexión mayor, de 35 cm de radio de curvatura, antes de cargarlas en el porta placa, disminuía las roturas. Platzeck también se percató de que en las noches húmedas se producía un mayor número de quiebres que en las secas, por lo que se ensayó con éxito el secado de las placas a una temperatura de 5 a 10 grados mayor que la ambiente, reduciéndose las roturas a menos del 10 % (Gaviola 1946).
De todos modos, los quiebres no dejaron de ser relativamente frecuentes, eran particularmente frustrantes cuando ocurrían durante las exposiciones. En los registros de observaciones se pueden leer varias notas indicando “rotura”. Jorge Sahade, quien utilizó en numerosas oportunidades este instrumento, comentó:
Dicho espectrógrafo [el Espectrógrafo I] estaba caracterizado por un campo focal curvo que requería la utilización de placas fotográficas muy delgadas y muy angostas las que, muchas veces, para desconsuelo del astrónomo, se quebraban durante la exposición, sobre todo si el ambiente era húmedo y/o el corte de la placa no había sido perfecto. El Dr. William Bidelman, que llegó a utilizar, durante una visita a nuestro país, el espectrógrafo en Bosque Alegre, lo llegó a calificar jocosamente como una “testing machine” …[7].
La observación con el espectrógrafo comenzaba fijando la posición de los tornillos de soporte del espejo de la cámara, según la temperatura (los valores estaban indicado en una tabla). Se colocaba la placa fotográfica durante 30 segundos en el dispositivo que la arqueaba a 35 cm de radio (ver imagen anterior), para montarla a continuación en el porta placas. Los espectros de comparación con el arco de hierro se realizaban antes y después de la exposición.
Como un hecho singular, en 1947, el instrumento se desmontó para ser empleado en la observación del eclipse total de Sol que ocurrió ese año, en la expedición organizada por el observatorio a la ciudad de Corrientes (Paolantonio 2011).
En una fecha aún no precisada, pero cercana a 1950, el espectrógrafo se recubrió con una placa de madera contraenchapada (revestida a su vez con una chapa de aluminio), con el propósito de aislarlo térmicamente, y se le incorporó un termostato para mantener su temperatura lo más constante posible, con lo que se lograba una mayor estabilidad dimensional.
Más tarde, la red de difracción Wood fue reemplaza por otra de similares características, de 600 líneas por mm, cuadrada, por lo que se debió colocar un diafragma circular para disminuir los reflejos indeseados
El espectrógrafo fue ampliamente utilizado y con el estudio de los espectros obtenidos se realizaron numerosas publicaciones. Fueron usuarios de este instrumento astrónomos tanto del observatorio cordobés como el de La Plata, entre otros: Enrique Gaviola, Ricardo Platzeck, Jorge Sahade, Livio Gratton, Jorge Landi Dessy, Carlos Lavagnino, Adela Ringuelet, Carlos Jaschek y Luis Milone.
En 1966, el Dr. Luis Milone realizó un estudio de la estabilidad del instrumento para las mediciones de velocidades radiales, determinando que existían algunos problemas relacionados con los espectros de comparación, los que más tarde fueron corregidos (Milone 1966).
La variable Eta Carinae acaparó la atención de varios astrónomos, por ejemplo, hay registros de espectros obtenidos por Gaviola entre 1950 y 1953, por Adela Ringuelet en 1958 y por Livio Gratton hasta 1962.
Otro trabajo de gran importancia realizado con el espectrógrafo, fue el “Atlas de espectros estelares de red en mediana dispersión”, con la autoría de Jorge Landi Dessy, Mercedes Corvalan y Carlos Jaschek, publicado en 1971, para el centenario del observatorio de Córdoba, y posteriormente en inglés en 1977. Este Atlas permitió superar las limitaciones del sistema de clasificación espectral estelar de Morgan y Keenan.
Una gran cantidad de placas de estrellas variables fueron realizadas a lo largo de los años. Por ejemplo, el Dr. Livio Gratton (posiblemente en la década de 1960) llevó a Italia para su estudio, casi medio millar de espectros obtenidos entre 1944 y 1946, principalmente de η Carinae, AG Carinae y AI Velorum. Estas placas fueron devueltas en 1997 gracias a las gestiones de la Dra. Mónica Villada y catalogadas por Bartolo Candelero.
Con el espectrógrafo también se estudiaron algunos cometas, tal el caso de 1948I, por Jorge Sahade.
Descripción del Espectrógrafo I
Como se indicó, el espectrógrafo fue pensado para ser instalado en el foco Cassegrain del telescopio de 1,54 metros. Este foco, es en realidad un Cassegrain acodado, pues la luz es desviada por un espejo plano ubicado a 45˚ poco antes de que llegue al espejo objetivo (que no está perforado). La distancia focal equivalente del sistema es de 31,5 metros y la relación focal 20,5. Sobre el plano focal, cada milímetro abarca 6,6 segundos de arco de cielo (1″ = 0,152 mm).
Debido a que aún no se ha encontrado una publicación que trate sobre el diseño óptico del Espectrógrafo I, la descripción de sus características ópticas realizada a continuación, se apoya en la recopilación de datos incluidos en diversos artículos publicados en la época de su construcción y por los astrónomos que lo utilizaron, las anotaciones incluidas en uno de los libros de registro de trabajos del taller de óptica, el análisis de las imágenes existentes y las medidas obtenidas del instrumento, efectuadas por el autor en conjunto con el Dr. Maximiliano Bozzoli.
La única referencia que se ha podido encontrar sobre una exposición dedicada a este instrumento, es la de Ricardo Platzeck durante la “Réunions d’Opticiens” realizada en París entre el 14 y el 19 de octubre de 1946, luego de la finalización de la Segunda Guerra Mundial. Aún no se ha podido disponer de la publicación posterior aparecida en Fleury et al 1950.
El espectrógrafo cuenta con 4 superficies reflectoras aluminizadas, por lo que resulta acromático y libre de absorción selectiva.
El colimador está formado por un sistema óptico Cassegrain invertido, con una distancia focal equivalente de 210 cm, que ocupa un largo total menor a 50 cm. El espejo cóncavo es hiperbólico, tallado en un disco de vidrio Pyrex de 10,2 cm de diámetro (Informe 1941), con una distancia focal de 50 cm y un orificio central de 14 mm (Cuaderno óptica A). Su figurado se terminó con una precisión de 0,04 lambda (Cuaderno óptica A). El espejo convexo es de 24 mm de diámetro y 301,5 mm de radio de curvatura (Gaviola, 5/11/1940).
La cámara es un sistema Schmidt sin lente correctora. El espejo esférico tiene 32 cm de diámetro y 80 cm de radio de curvatura, que se encuentra montado en una celda de aluminio con tres tornillos de regulación de posición, con pasos de 1,6 mm.
La red empleada al momento de la puesta en servicio del Espectrógrafo I, “de Wood” como se la denominó, era plana y reflectante. Su diámetro es de 4 pulgadas nominales (valor medido 102,4 mm) y un espesor de 17,3 mm (11/16”). El área rayada es de 60,5 x 79,2 mm, con 15.000 líneas talladas por pulgada (590 líneas por milímetro). Fue diseñada, de acuerdo a lo pedido, para que el máximo del espectro de primer orden se ubique en el ultravioleta, donde concentra el 80% de la luz reflejada (Gaviola 1942). La celda de la red, fabricada en fundición de aluminio, tiene un diámetro externo de 111,6 mm y espesor variable de 32,5 a 35,9 mm.
La ranura fue elaborada modificando un dispositivo preexistente, posiblemente un antiguo micrómetro. Permite regular su apertura por medio de un tornillo micrométrico, cada división del dial modifica la abertura en 0,02 mm. Una abertura de 0,015 mm corresponde a 3”, y a modo de ejemplo, la utilizada entre 1948-1950 fue de 0,019 a 0,039 mm.
Durante las exposiciones, era importante mantener la imagen de la estrella formada por el telescopio sobre la ranura, y en ocasiones resultaba necesario moverla a lo largo de la misma. Para lograrlo, las cuchillas de la ranura están bruñidas para hacerlas reflectantes. La luz reflejada por las mismas es inspeccionada por medio de un sistema de lente y ocular. Para que este sistema no obstruya la luz proveniente del telescopio, la ranura se encuentra inclinada, y un espejo desvía la luz en dirección al ocular, montado sobre el soporte que vincula el espectrógrafo al telescopio (ver fotografías y esquemas siguientes).
Para poder identificar las líneas de los espectros obtenidos, es preciso contar con espectros de “comparación”, de cuyas líneas se conocen las longitudes de ondas. En el caso del Espectrógrafo I, se utilizó usualmente un arco de hierro, que genera espectros con una gran cantidad de líneas de emisión. Los espectros de comparación se imprimían en la placa a ambos lados del espectro estelar, empleando una máscara.
Cuando se deseaba realizar la comparación, se ubicaba la máscara delante de la ranura, y se la iluminada con la luz proveniente de la lámpara de arco ubicada a un lado del espectrógrafo (montada sobre la estructura que lo unía al telescopio) gracias a un pequeño espejo. Luego, cuando se realizaba la exposición de la estrella, la máscara y el espejo se rebatían para no obstruir la luz proveniente del telescopio.
Generalmente, los espectros de comparación se realizaban antes y después de la exposición de la estrella que se deseaba estudiar, y los tiempos de exposición variaban de 2 a 120 segundos según el trabajo que se estaba llevando adelante.
El porta placa es curvo con un radio de 40 cm (Informe 1944-45 RA 1946 N117 XVIII-V Observatorio de Córdoba: Memoria correspondiente a los años 1944 y 1945 Gaviola, p. 247), diseñado para placas de 8 mm de ancho y 120 mm de largo.
Agradecimientos: Al Dr. Maximiliano Bozzoli por su inestimable ayuda para fotografiar y medir el espectrógrafo y al encargado del Museo Astronómico, Dr. David Merlo, por permitir el acceso a parte de la información y las imágenes expuestas.
Notas
[1] (volver) En algunos casos, es posible realizar estudios sin ranura. El uso de la ranura tiene la ventaja de permitir una mayor resolución en los espectros, independiente de la calidad del cielo en el momento de la observación, aunque implica dejar pasar al instrumento solo parte de la luz proveniente del objeto observado. Para solucionar esta desventaja, Platzeck ideó su divisor pupilar. La imagen de la ranura es lo que se observa en el detector.
[2] (volver) Robert Williams Wood (1868 – 1955) Físico y profesor estadounidense. Egresado de la Universidad de Harvard, trabajó en la Universidad de Berlín y luego fue profesor en la Universidad Johns Hopkins. Desarrolló estudios vinculados a fosforescencias, interferometría y difracción, y en particular de la luz ultravioleta, desarrolló una lámpara que la produce y un filtro únicamente transparente a esta región. El primer profesor de física de la Universidad Johns Hopkins, Henry A. Rowland (1848-1901), desarrolló a fines del siglo XIX máquinas rayadoras que producían redes de excelente calidad. Wood heredó esas máquinas, con las que pudo fabricar numerosas redes reflectantes planas y curvas, cuya producción perfeccionó. Diseñó redes echelette, experimentó con la copia de redes y con la realización de redes de gran tamaño compuesta de un mosaico de redes menores. Durante largo tiempo, las redes producidas con estas máquinas fueron reconocidas como de gran calidad (Dieke 1956 y Hendricks 2000).
Además de diversos artículos, Wood escribió un texto de óptica física, un par de novelas de ficción y cuentos infantiles. En la carta en la que le confirma la compra de la red, Gaviola menciona a Wood, que su hija Miryam estaba deleitada con el libro de su autoría “How to tell the Birds from the flowers” (Cómo distinguir los pájaros de las flores).
[3] (volver) Ernesto Galloni (1906-1987), de 34 años de edad, era conocido de Gaviola por su desempeño en física y por ser docente en la Universidad de Buenos Aires. Ingeniero Civil, se dedicó a la investigación en Física. Fue presidente de la Comisión Nacional de Energía Atómica (1955-58), de la Asociación Física Argentina (1962-66) y de la Academia Nacional de Ciencias Exactas, Físicas y Naturales (1968-72). Se desempeñó como docente de la Universidad de Buenos Aires, fue director del Departamento de Física y Vice decano de la Facultad de Ingeniería. Trabajo en la Comisión Nacional de Energía Atómica. Además de numerosos artículos de la especialidad, escribió el conocido Manual de Física Elemental destinado a las escuelas secundarias.
[4] (volver) Helio López (1909-1999) egresó con la promoción 58 de la Escuela Naval y estudió en el Real Instituto de Óptica de Florencia. Fue director del Taller de Óptica y Control de Tiro de Puerto Belgrano entre 1939 y 1949, presidente de la Junta de Investigaciones Científicas y Técnicas de la Fuerza Aérea, miembro del primer directorio del CONICET y presidente de la CNEA (1958-60) bajo el gobierno de Arturo Frondizi (Puglisi 2011).
[5] (volver) Carburo de silicio. Se trata de un abrasivo muy utilizado en el tallado de piezas ópticas. Se presenta en una gran variedad de tamaños de granos, los que son identificados por un número, mientras mayor es, menor el tamaño del grano.
[6] (volver) El espesor de las placas era variable, entre los 0,7 y 0,95 mm. Las medidas realizadas por el autor muestran que el valor usual era de 0,8 mm. En una misma placa, el espesor podía variar de un extremo al otro de 0,8 a 0,85 mm (Gaviola 1946).
[7] (volver) “Un vistazo sobre el desarrollo de la astronomía en argentina en ocasión de cumplirse su bicentenario”. Conferencia pronunciada por el Académico Titular Dr. Jorge Sahade en la Academia Nacional de Ciencias de Buenos Aires en la sesión pública del 10 de diciembre de 2010. https://docplayer.es/38221274-Un-vistazo-sobre-el-desarrollo-de-la-astronomia-en-argentina-en-ocasion-de-cumplirse-su-bicentenario.html
Referencias
- Dieke G. H. (1956). Robert Williams Wood, 1868-1955. Journal – Biographical Memoirs of Fellows of The Royal Society, Vol 2, Iss 2, pp.326-345. Disponible en https://royalsocietypublishing.org/doi/epdf/10.1098/rsbm.1956.00
- Fleury, P., Maréchal, A., & Anglade, C. (Eds.). (1950). Réunions d’opticiens tenues à Paris en octobre 1946. Éd. de la Revue d’optique.
- Gaviola E. (1942). Los espectrógrafos para el gran reflector. Revista Astronómica, XIV, IV, pp.231-232.
- Gaviola E. (1946). Observatorio de Córdoba: Memoria correspondiente a los años 1944 y 1945. Revista Astronómica, 117, XVIII-V.
- Gómara A. (2002). Comunicación personal.
- Hendricks M. (2000). Spectral Illuminations. Johns Hopkins Magazine, Pioneers of discovery, April 2000. Disponible en https://pages.jh.edu/jhumag/0400web/02.html
- Landi J., Jaschek M., Jaschek C. (1977). An Atlas of grating stellar spectra at intermediate dispersion = Atlas de espectros estelares de red en mediana dispersión. Córdoba, Argentina: Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba.
- Paolantonio, S. (2012). El Homúnculo de Eta Carinae. Disponible en https://historiadelaastronomia.wordpress.com/documentos/homunculo/
- Paolantonio, S. (2011). Eclipse total de Sol de 1947. Sobre las expediciones realizadas por el Observatorio Nacional Argentino para la observación del eclipse total de sol de 1947. Disponible en https://historiadelaastronomia.wordpress.com/documentos/eclipse1947/
- Puglisi A. A. (2011). Profesores y alumnos de la segunda época escolar. Escuela Naval Militar. Boletín del Centro Naval. Número 830, Mayo/agosto de 2011, Año 129, pp. 163-178. Disponible en https://www.centronaval.org.ar/boletin/BCN830/830-PUGLISI.pdf
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Paolantonio, S. (2023). Espectrógrafo I de la Estación Astrofísica de Bosque Alegre. Disponible en https://historiadelaastronomia.wordpress.com/documentos/espI/. Recuperado el … (indicar la fecha).
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