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.
[pic]
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.
[pic]
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).
[pic]
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.
