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Nuevos ojos para ver el cielo



NUEVOS OJOS PARA VER EL CIELO

EN ESTE capítulo haremos un paréntesis necesario con objeto de comprender el monumental avance tecnológico que ha transformado a la astronomía, particularmente en los últimos 15 años. Son estos pasos de gigante los que han permitido avanzar en el conocimiento de los enigmáticos cuasares (además de muchos otros aspectos de la comprensión delUniverso).

Un foco ordinario de 60 watts irradia del orden de 1020 fotones por segundo. El Sol lanza al espacio 1024 veces más fotones que el foco. La cantidad de luz que recibimos en la Tierra desde una estrella de las más cercanas y semejante al Sol es equivalente a la cantidad de luz que recibiríamos del foco de 60 watts tcolocado a cuatro kilómetros! De los objetos de mediano brillo que hoy estudian comúnmente los astrónomos, llegan a la superficie de la Tierra apenas unos 3 000 fotones por segundo, por cada metro cuadrado del suelo. Al ojo —desnudo— del observador llegan tan sólo unos tcinco fotones por minuto! Del cuasar más lejano que se conoce (PKS 1208+1011) llega a la Tierra un fotón por angstrom, por centímetro cuadrado, por siglo.



Las cifras anteriores revelan la dificultad básica de la astronomía: captar mínimas cantidades de luz. En el caso de objetos muy lejanos, cuyo brillo aparente es muy pequeño, como en el caso de los cuasares, la detección de cada fotón es una proeza que se logra con la ayuda de grandes telescopios y de detectores muy complejos.

Los telescopios tienen dos funciones: la primera es captar más luz que el ojo, mediante una gran superficie colectora —espejo o lente—. La segunda es resolver —separar— imágenes. El poder de resolución (capítulo III de un telescopio óptico depende de las dimensiones de la superficie colectora y de la distancia focal.

Los telescopios ópticos más grandes del mundo son el telescopio Hale situado en Monte Palomar, California, que tiene un espejoparabólico de 5 m de diámetro y el de Zelenchuskaya, en las montañas del Cáucaso en la Unión Soviética, con un espejo de 6 m de diámetro (Figura 40). El enfriado y pulido fino de los espejos de estos telescopios llevó muchos años y su construcción representa un costo enorme en dinero y tecnología. Si se toma en cuenta que la turbulencia atmosférica imprime una limitación insuperable a la calidad de las imágenes ópticas, resulta discutible el provecho de seguir construyendo espejos cada vez más grandes (la Universidad de Texas tiene el proyecto de construir un espejo de 7.6 m de diámetro). Por ello, después de la construcción de estos gigantes, la mayoría de los astrónomos se han ido por el camino de buscar sitios idóneos para poner telescopios algo más pequeños. Estos sitios deben estar aislados de la contaminación luminosa de las poblaciónes y en lugares elevados para mejorar las condiciones de turbulencia atmosférica —además de tener cielos despejados la mayor parte del año—. Además, varios países han conjuntado esfuerzos para montar observatorios multinacionales: así se han establecido, por ejemplo, los observatorios de Cerro Tololo y la Silla, en los Andes chilenos, el de la Palma en las Islas Canarias y el de Mauna Kea, sobre un extinto volcán de Hawai a 4 200 m de altura. Los astrónomos de todo el mundo viajan grandes distancias para trasladarse a estos sitios apartados y realizar ahí sus observaciones. Otro sitio de condiciones astronómicas extraordinarias es la Sierra de San Pedro Mártir, en Baja California Norte. Ahí seencuentra el Observatorio Nacional de México, que cuenta con el mayor telescopio propiedad de un país latinoamericano (espejo de 2 m de diámetro).



Existe una vía de desarrollo alternativa a los grandes telescopios ópticos, que es la construcción de espejos multimodulares, es decir, ensamblados a base de espejos individuales más pequeños. La Universidad de California está planeando un espejo de 10 metros de diámetro hecho de 36 segmentos hexagonales; sin embargo, existen varias dificultades para asegurar que la calidad de la imagen obtenida sea comparable a la de los espejos monolíticos.

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Figura 40. Telescopio de Zelenchuskaya.

1. DETECTORES DE LUZ

La superficie colectora de un telescopio es el equivalente del cristalino del ojo y el detector es el equivalente de la retina. El primer detector usado en astronomía para sustituir a la retina fue la placa fotográfica.

La placa fotográfica tiene varias ventajas sobre la retina. La primera es su capacidad de registrar la imagen de manera permanente; la segunda es su capacidad de acumular fotones durante el tiempo que dura la exposición, permitiendo registrar mayores detalles y objetos más débiles. Aquella capacidad de acumular luz, sin embargo, es limitada. Existe un tiempo de exposición óptimo, después del cual se empieza a producir una saturación de la emulsión fotográfica, la cual acaba por velarse por completo si la exposición es excesiva. Esta limitación es superada por los detectores modernos.

Las otras limitaciones consisten en quela placa fotográfica no tiene la misma sensibilidad para todos los colores y, finalmente, en su baja eficiencia para registrar fotones. Por cada 100 fotones que llegan a la placa, sólo uno es registrado.1 Los problemas descritos anteriormente se han resuelto con el uso de detectores optoelectrónicos.

Einstein obtuvo el premio Nobel por el descubrimiento del efecto fotoeléctrico, por el cual los fotones provocan una corriente eléctrica al incidir sobre ciertos materiales. Con base en este descubrimiento se comenzaron a construir detectores fotoeléctricos y, posteriormente, tubos fotomultiplicadores. Con esos detectores aún no era posible captar información en forma de una imagen, como en la fotografía, pero sí fue posible medir de manera precisa la cantidad de luz emitida por un objeto. La capacidad de detección de esos fotomultiplicadores ha llegado a ser de 10 fotones por cada 100 incidentes (eficiencia cuántica del 10%).

Otro de los efectos que se ha utilizado para la detección de luz es el proceso fotoconductivo, el cual ocurre en materiales semiconductores. Esto dio origen a los detectores llamados de estado sólido, que tienen una eficiencia cuántica del 80%.

Inventos posteriores, basados en la idea del fotomultiplicador, fueron las cámaras de televisión y los intensificadores de imagen (Figura 41). Estos dispositivos combinan la capacidad de obtener imágenes completas, como en fotografía, con la sensibilidad de los sistemas fotoeléctricos. Utilizados en astronomía, han originado métodos más eficientespara el estudio de objetos cósmicos.

Pero no basta con captar la luz con el telescopio, detectarla y medirla con un detector; es necesario analizar esa información de una manera adecuada. Para hacer el análisis más eficiente se usan las computadoras. Existen técnicas actuales con las que es posible hacer operaciones matemáticas con imágenes enteras. Es posible, por ejemplo, 'restar' a la imagen de una galaxia la señal proveniente del brillo del cielo. De esta manera se pueden ver con más claridad ciertos detalles.

Se ha buscado ahora la manera de conectar directamente las cámaras de televisión con las computadoras. Siguiendo con las analogías, esto ha proporcionado al astrónomo la utilización de un 'ojo' (telescopio), una 'retina' (la cámara de TV) y una porción especializada de 'cerebro' (la computadora) dedicados al análisis de las imágenes del cielo.

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Figura 41. Intensificador de imagen. En este tubo, los fotones que inciden sobre el fotocátodo liberan electrones que caen dentro de los microcanales. Los electrones en los microcanales son multiplicadores por un factor de hasta 108. En (b) se muestra un detalle de un microcanal. Las paredes de los microcanales liberan varios electrones cuando un electrón choca con ellas; en esto consiste la amplificación electrónica. Los electrones que salen de los microcanales chocan en una pantalla de fósforo, donde liberan fotones. Este tubo amplifica entonces la intensidad incidente de la luz.



Los avances de la microelectrónica en la construcción decircuitos integrados, han dado origen a la posibilidad de construir mosaicos de sensores fotoconductivos de unos 400 x 600 elementos, cada elemento de 30 milésimas de milímetro. Así surgieron las cámaras de TV de estado sólido, llamadas cámaras CCD.2 Este tipo de sensores pertenece a la familia de detectores bidimensionales, ya que, al igual que la placa fotográfica, puede formar una imagen en dos dimensiones: en un plano. Pero con una eficiencia cuántica t80 veces mayor!

En su época, Hale diseñó el telescopio de 5 m —siempre se hace referencia al diámetro del espejo— para ser cuatro veces más sensible que el de 2.5 m de Monte Wilson. Si hubiese tenido un detector CCD, hubiese logrado el mismo objetivo con un telescopio de t40 cm!

Sensores aún más eficientes que el CCD son los llamados contadores de fotones capaces de registrar la incidencia de cada fotón como un evento individual. A este grupo pertenece el MEPSICRON, el detector más eficiente de su tipo, que ha sido diseñado y desarrollado por un grupo de investigadores y técnicos del Instituto de Astronomía de la UNAM. Este detector es bidimensional en cuanto a la resolución espacial —forma la imagen en un plano— siendo la tercera dimensión la intensidad.

Las componentes fundamentales del MEPSICRON son tres: la película fotosensible; la placa microcanal que, conservando la memoria de la posición en que incidió el fotón, multiplica los electrones inducidos por un factor de 108; y, por último, el ánodo que recibe esta nube de electrones y envía cuatro señaleseléctricas correspondientes a la incidencia de la descarga respecto a cada una de sus cuatro esquinas. Un sistema electrónico complejo, reconstruye, mediante estas cuatro señales, la posición de incidencia del fotón. Cada incidencia se registra en un mosaico de memoria de1000 x 1000 elementos para reconstruir la imagen.

El nombre MEPSICRON viene de las características del detector: M por microcanal, E por electrón, P por posición, S por sensor y CRON indica que se registra el tiempo en que ocurre cada evento.

2. ASTRONOMÍA DESDE EL ESPACIO

Las ramas de la astronomía que se han podido desarrollar en la Tierra, la astronomía óptica y la radioastronomía, son por lo mismo las más retrasadas en cuanto a su desarrollo espacial.

Por lo que se refiere a la radioastronomía, no hay más que proyectos a largo plazo. Uno de ellos es un proyecto Soviético para colocar radiotelescopios en órbita a fin de establecer una red interferométrica.

Los proyectos de la astronomía óptica son mucho más concretos y están próximos a realizarse. Se trata del telescopio espacial 'Edwin Hubble' (Figura 42). Este telescopio, financiado en un 85% por los Estados Unidos y en un 15% por la Agencia Espacial Europea.3 Una Vez terminado, su lanzamiento fue aplazado durante varios años por diversos problemas técnicos y de presupuesto de la NASA4 y finalmente fue puesto en órbita en 1990. Tiene un espejo de 2.4 metros de diámetro, que por el hecho de observar fuera de la atmósfera, podrá detectar objetos cincuenta veces más débiles queel mayor de los telescopios terrestres y con una resolución 10 veces mayor. El telescopio contará también con excelentes detectores y equipo periférico. Los astrónomos del mundo aguardan con impaciencia la puesta en órbita del telescopio espacial.

 

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Figura 42. Dibujo del telescopio espacial 'Edwin Hubble'.

En las longitudes de onda inaccesibles a la observación desde la Tierra, se han logrado grandes avances. Describiremos los más importantes, no en orden histórico, sino en orden —decreciente— de longitud de onda

Empezaremos por el infrarrojo. En 1983, fue puesto en órbita, a una altitud de 900 km, el satélite infrarrojo astronómico llamado IRAS,5 construido por un equipo de astrónomos daneses, ingleses y norteamericanos. Ya hemos descrito las dificultades de realizar observaciones en el infrarrojo y los detectores del IRAS no escapaban a estas dificultades. Los diseñadores tuvieron que encerrar el telescopio infrarrojo de 0.6 m de diámetro en un contenedor con t70 kg de helio líquido!

A pesar de haber sido lanzados varios otros satélites astronómicos (de los que hablaremos más adelante), la misión IRAS ha sido la más compleja por la dificultad de mantener esta enorme cantidad de material refrigerante a temperatura cercana al cero absoluto (-270°C). Pero el esfuerzo valió la pena. El IRAS observó el cielo en las longitudes de onda de 8 μm a 200 μm, que es precisamente el rango en que los cuasares emiten la mayor parte de su energía. En sus once meses de vida (lo que duró el heliolíquido) el satélite produjo un catálogo de aproximadamente 300 000 estrellas, nebulosas y galaxias infrarrojas. Desafortunadamente, como ya hemos mencionado, a estas longitudes de onda sólo se puede medir el brillo, más no obtener imágenes ni espectros.

Actualmente se halla en desarrollo el proyecto SIRTF6 que tendrá un telescopio de 1 m de diámetro cuyo lanzamiento está planeado para 1990. Su sensibilidad será de 100 a 1 000 veces mayor que la del IRAS y observará en longitudes de onda de 2 μm a 700 μm. Este satélite podrá ser llenado de refrigerante periódicamente mediante el transbordador espacial.

Pasemos ahora a la región ultravioleta. Los satélites enviados al espacio para estudiar esta parte del espectro han sido capaces de obtener espectros, mas no imágenes. El satélite Copérnico llevaba un telescopio ultravioleta de 80 cm y estuvo en funcionamiento nueve años. Lanzado en 1972, fue seguido, en 1978, por el satélite norteamericano-europeo llamado IUE,7 que actualmente continúa funcionando en tiempo extra, para maravilloso asombro de sus diseñadores (estaba diseñado para funcionar 5 años). El IUE tiene un telescopio de 45 cm y cubre el rango de longitudes de onda de 950 Å a 3 000 Å.

El telescopio espacial Hubble es un telescopio no sólo óptico, sino también ultravioleta, cuyo límite de detección llega hasta 115 Å. Contará con un sistema microcanal para obtener imágenes en el ultravioleta.

Seguimos con los rayos X. El primer satélite de rayos X fue el célebre Uhuru (palabra swahili que significalibertad), lanzado en 1970 desde Kenya (Figura 43). Este satélite se hizo famoso al detectar las primeras fuentes binarias de rayos X en nuestra galaxia y, entre ellas, la binaria Cygnus X-1, donde se cree que se ha descubierto el primer agujero negro producido por el colapso gravitacional de una estrella muy masiva al final de su vida (ampliaremos este punto en el siguiente capítulo).

Los rayos X son una forma altamente energética de radiación. No son muchas las condiciones físicas que los pueden producir en forma natural. Una de ellas es la emisión de un plasma (gas ionizado) a varios millones de grados. Otra es la colisión de electrones ultrarrelativistas con fotones sincrotrónicos. Este último efecto, llamado Compton inverso, hace que los electrones le cedan su energía a los fotones.

Los primeros satélites de rayos X funcionaban con un tipo de detector bastante rudimentario; de hecho, era una versión refinada de un contador Geiger, llamado contador proporcional, que además de registrar la incidencia de un fotón, podía medir su longitud de onda.

Construir telescopios de rayos X es muy difícil porque estos rayos pueden ser reflejados sólo bajo ángulos de incidencia sumamente pequeños, es decir, deben incidir apenas rozando el espejo. Uno de los pioneros en el diseño de telescopios de rayos X fue el astrónomo Ricardo Giacconi. Su primer telescopio estuvo en el observatorio solar Apollo, a bordo de la estación espacial Skylab.

Para poder observar fuentes débiles —distantes— de rayos X, a fines de lossetenta se construyeron una serie de 3 grandes satélites llamados HEAO.8 Cada uno de ellos pesaba unas 3 toneladas y medía unos 6 metros de largo. El segundo de ellos fue construido alrededor de un gran telescopio capaz de producir imágenes de rayos X mediante detectores bidimensionales; se le llamó el Observatorio Einstein (Figura 44).

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Figura 43. Lanzamiento de Uhuru el 12 de diciembre de 1970.

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Figura 44. El Observatorio Einstein (HEAO B) durante las pruebas antes de su lanzamiento desde el centro espacial Marshall.

El telescopio del Observatorio Einstein constaba de dos espejos concéntricos, el mayor de 58 cm de diámetro, y tenía cuatro instrumentos detectores montados en una plataforma giratoria, de modo que, desde la Tierra, se podía dar la orden de cambiar de detector.

Uno de los detectores era el IPC,9 un contador de fotones capaz de medir no sólo la energía —frecuencia— del fotón de rayos X, sino también la posición de incidencia, de modo que podía reconstruir una imagen de la fuente. El IPC podía ver una región del cielo de l° —un grado— cuadrado y medía la posición de llegada de los fotones con una precisión de un cincuentavo de grado cuadrado. La resolución de las imágenes era por tanto del orden de un minuto de arco. La resolución y capacidad de distinguir longitudes de onda del IPC eran muy similares a las del ojo humano.

Como complemento, el Einstein llevaba un segundo detector, el HRI,10 que era cinco veces menos sensible, cubría un campo de 25 minutos de arcocuadrados, pero no proporcionaba información sobre la longitud de onda de la radiación incidente. En cambio, su resolución era muy alta: 2 segundos de arco. Este detector usaba dos placas microcanales y era capaz de construir imágenes con tanto detalle como el mejor telescopio óptico (Figura 45).

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Figura 45. Imagen de rayos X de Virgo A (M 87). Se distinguen el cuerpo de la galaxia y el chorro.

Con el detector HRI, la astronomía de rayos X dio un salto para ponerse a la altura de los campos clásicos de la astronomía óptica y la radioastronomía. En el caso de la astronomía óptica, transcurrieron tres siglos desde que Galileo usó su primer telescopio hasta la obtención de imágenes con la precisión del siglo xx. Los radioastrónomos cubrieron el mismo camino en cuarenta años, a partir de la primera detección de radioondas hechas por Jansky en los treintas, hasta la interferometría en los setentas. Pero en el caso de los rayos X, el progreso fue rapidísimo, tan sólo dieciséis años desde la detección de la primera fuente, Scorpius X-l en 1962, hasta el lanzamiento del Observatorio Einstein en 1978.

El Einstein dejó de funcionar en abril de 1981. Sus sucesores fueron el satélite europeo Exosat y el japonés TENMA lanzados en 1983. El satélite alemán Rosat, que lleva el nombre de Wilhelm Röntgen, el descubridor de los rayos X, debe ser lanzado en 1987. Los norteamericanos planean lanzar un gran telescopio de rayos X para fines del siglo, el AXAF.11 Este telescopio podrá ver fuentes diez veces más débiles que elEinstein con una resolución de medio segundo de arco. Se planea que esté en servicio diez años y que pueda ser visitado por astronautas para realizar reparaciones y ajustes en el espacio.

Los telescopios empleados para rayos X registran longitudes de onda de hasta 1Å. Las longitudes de onda más cortas, correspondientes a los llamados rayos γ: (γ gamma, tercera letra del alfabeto griego) requieren de nuevos tipos de telescopios y detectores. Los fotones γ son tan energéticos que pueden atravesar la cámara de gas de un contador proporcional o la cara de un detector tipo HRI, sin interaccionar con ninguno de sus átomos y, por tanto, sin ser detectados.

El detector usado para los rayos γ, llamado detector de centelleo, funciona convirtiendo la radiación energética en luz visible. Se trata de un gran cristal de ioduro de sodio rodeado de tubos fotomultiplicadores. Cuando un rayo γ penetra el cristal, choca con los átomos de éste y radia la energía perdida por el choque en forma de luz visible. La intensidad del relámpago visible depende de la energía —frecuencia— del fotón γ incidente.

Los primeros satélites de rayos γ datan de los años sesenta, pero entonces no podían obtener imágenes. Los primeros que lograron obtenerlas fueron el satélite norteamericano SAS-2, que funcionó sólo siete meses en 1972, y el satélite europeo COS-B (1975-1982).

El principal problema con los telescopios de rayos γ es que no pueden enfocar debido a la reflexión de los rayos, ya que su longitud de onda es menor que el tamaño delos átomos de que está hecho cualquier espejo. Lo que se hace entonces es obtener la dirección precisa de donde proviene cada fotón y gratificarla, con objeto de producir así mapas del cielo en rayos γ. La resolución de estos telescopios es muy baja: aproximadamente dos grados —cuatro veces el tamaño de la Luna— pero aun así su mapeo del cielo produjo resultados intesantes.

En rayos γ el cielo está dominado por la Vía Láctea. Los rayos γ provenientes de la Vía Láctea son generados cuando los rayos cósmicos (partículas cargadas de alta velocidad que se generan en las explosiones de supernovas) chocan con los átomos del gas del plano de la galaxia. El Sol es completamente invisible en estas longitudes de onda, excepto durante la producción de ráfagas. Ninguna nube de gas puede hallarse lo suficientemente caliente como para generar este tipo de radiación mediante procesos térmicos. Los rayos γ provienen siempre, indirectamente, de la radiación de partículas subatómicas ultrarrelativistas asociadas a los procesos más violentos que tienen lugar en el Universo: las explosiones de supernovas, los superpoderosos campos magnéticos de las estrellas de neutrones y los inmensos pozos de potencial gravitacional alrededor de agujeros negros, de los cuales hablaremos inmediatamente (capítulo VI).

NOTAS

1 La razón de los fotones detectados a los fotones incidentes se llama eficiencia cuántica. Este es un parámetro que sirve para comparar la calidad de los 105 diferentes detectores de luz. La eficiencia cuántica de laplaca fotográfica es del 1%.

2 Del ingés: charge-coupled device, dispositivo de carga acoplada.

3 Para investigaciones espaciales, la mayoría de los países europeos funcionan de manera conjunta, tanto en cooperación científica y tecnológica como en el aspecto de financiamiento, a través de la Agencia Espacial Europea.

4 Del inglés: National Aeronautics Space Administration. (Agencia Espacial Norteamericana.)

5 Del inglés: infrared astronomy satellite, satélite astronómico infrarrojo.

6 Del inglés: shuttle infrared telescope facility, transbordador con telescopio infrarrojo.

7 Del inglés: international ultraviolet explorer, explorador ultravioleta internacional.

8 Del inglés: high energy astrophysics observatory, Observatorios Astrofísicos de Altas Energías.

9 Del inglés. imaging proportional counter, Contador Proporcional para la formación de Imágenes.

10 Del inglés: high resolution imager, formador de imágenes de alta resolución.

11 Del inglés: advanced X-ray astrophysics facility, estación astrofísica avanzada de rayos X.





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