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18 de enero de 2018
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Instrumentación astronómica: herramientas a la carta
Foto: Óscar Chapa

Instrumentación astronómica: herramientas a la carta

Guillermo Cárdenas Guzmán

Para buena música hay que tener buenos instrumentos. Para hacer astronomía profesional también. En la UNAM y otros centros de investigación en México se diseñan, fabrican, calibran y reparan finas y avanzadas herramientas para la astronomía.

Cuando Galileo Galilei apuntó por primera vez un telescopio al cielo, hace 400 años, no sólo halló evidencia directa de que la Tierra no es el centro del Universo: también revolucionó la caja de herramientas del astrónomo, que ya por entonces incluía astrolabios, cuadrantes, sextantes y esferas armilares para medir la posición de los astros en el cielo.

Gracias a ese aparato, que se llamaba “anteojo” por su forma de uso y que era un modelo perfeccionado del invento original del holandés Hans Lippershey, Galileo pudo apreciar con detalle los cráteres de la Luna y las fases de Venus. También descubrió que alrededor de Júpiter giraban cuatro satélites, lo que generó una verdadera revolución en la astronomía.

Con una lente-objetivo de 3.5 cm de diámetro y un aumento de 30 veces, el telescopio de Galileo hoy nos parecería rudimentario, pero potenció el conocimiento astronómico acumulado durante siglos por observadores que sólo contaban con sus ojos para mirar el cielo. Hoy los astrónomos ya no miran al firmamento. Agrupados en equipos multidisciplinarios y con la vista puesta en el monitor de una computadora, operan enormes y complejos equipos de observación construidos con cámaras, sensores y detectores que no sólo captan la luz visible —una estrecha franja del espectro de las ondas electromagnéticas—, también radiaciones de todo tipo: ondas de radio, microondas, radiación infrarroja, radiación ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Estos aparatos de precisión son tan vitales para ellos como los instrumentos afinados lo son para los músicos de una orquesta.

Hágase la luz... visible visible

Diez años antes de que Galileo construyera su telescopio ya se usaban instrumentos ópticos similares basados en lentes —entre ellos los catalejos— para ver objetos lejanos, pero su aplicación se restringía a actividades como la navegación y el espionaje. El gran mérito de Galileo fue usarlo para explorar el firmamento.

Los telescopios que utilizan lentes para aumentar los objetos se llaman refractores porque las lentes funcionan por refracción de la luz. En un extremo del tubo, la lente mayor (objetivo) capta los rayos luminosos del astro y los concentra en un punto llamado foco, donde se ubica otra lente menor (ocular), que amplifica la imagen y la muestra detallada y más brillante.

En 1671 el físico inglés Isaac Newton perfeccionó una variedad diferente de telescopio, denominado reflector. El telescopio newtoniano tiene un espejo cóncavo, que se denomina espejo primario, en vez de lente-objetivo para captar y enfocar la luz. Pese a sus limitaciones —colores falsos y falta de foco en ciertas partes de la imagen— estos telescopios básicos han ayudado a la diminuta pupila humana (que de día mide unos 2 mm de diámetro) a colectar más energía luminosa. Igual que el ojo humano, captan la luz visible. Tras sucesivas mejoras, los telescopios se convirtieron en instrumentos cotidianos de la astronomía moderna. Hoy los hay de dimensiones monumentales y permiten observar ya no sólo los planetas del Sistema Solar, relativamente cercanos, sino objetos de fuera de la galaxia, situados a millones de años-luz. A fines del siglo XIX se construyó el telescopio refractor (de lentes) más grande del mundo (1.02 metros de diámetro) en el Observatorio Yerkes, Estados Unidos. Entre los reflectores, mucho más grandes y comunes hoy que los refractores, destacan los cuatro aparatos del complejo de Paranal, Chile, con espejos primarios de 8.2 metros de diámetro, o el recién inaugurado Gran Telescopio Canarias, cuya superficie reflectora está compuesta de 36 espejos hexagonales. Con ellos se pueden ver objetos 4 000 millones de veces más tenues de lo que normalmente veríamos a simple vista.

“La luz que nos llega del universo es la única información que tienen los astrónomos para trabajar, y esa información nos sirve para extraer lo que queremos saber sobre los objetos celestes: su composición química, antigüedad, movimiento y dirección, temperatura, a qué distancia se encuentran”, comenta la investigadora Beatriz Sánchez y Sánchez, del Instituto de Astronomía (IA) de la UNAM.

Ciencia a colores

El alcance de los telescopios no se limita al angosto rango de frecuencias que puede captar el ojo humano. La luz visible está compuesta de ondas electromagnéticas de longitudes que van de los 380 a los 750 nanómetros (alrededor de media millonésima de metro), pero el espectro incluye ondas de longitudes que van de cientos de kilómetros hasta unas cuantas milmillonésimas de metro (el tamaño de los núcleos atómicos). Los expertos en instrumentación fabrican aparatos a la medida de las necesidades del astrónomo, que permiten captar radiaciones de longitud de onda muy pequeña (rayos ultravioleta, X y gamma), así como ondas de radio y radiación infrarroja, en el extremo de mayor longitud de onda del espectro electromagnético.

“Cada telescopio tiene que ser diseñado para captar la longitud de onda que queremos. Estos instrumentos podrán registrar y procesar señales muy débiles para que el astrónomo tenga toda la información que le permita descifrar las variables físicas que desea estudiar”, añade la maestra Sánchez, secretaria técnica del IA. Así, un telescopio puede integrar cámaras directas para tomar imágenes en diferentes longitudes de onda, así como filtros con distintas características, ya sean selectivos (para restringir el análisis a un intervalo pequeño de longitudes de onda), o bien de banda ancha, que permiten ampliar el rango de visión hacia diversas regiones del espectro.

Hoy en día tenemos instrumentos para observar en todo este rango, y cada uno tiene que emplearse según el objeto de estudio del astrónomo. No es lo mismo captar fotones (partículas de luz) de alta energía, como los rayos X, que ondas de radio”, comenta por su parte el doctor Jesús González González, también del IA. Eso hace que los instrumentos de observación tengan aplicaciones distintas: los hay que funcionan bien a bajas y altas energías, mas no en el rango intermedio, por ejemplo. Así, lo más usual en el trabajo astronómico es combinar tecnologías para obtener una imagen más completa del fenómeno observado. “Hoy hacemos lo que se llama ciencia pancromática, es decir, en todas las longitudes de onda (o colores) y con una resolución espacial y temporal importante, porque un mismo objeto emite distintas radiaciones, que hablan de procesos físicos diferentes”, dice González.

Tras la imagen

Las imágenes de los telescopios no serían útiles si no hubiera otros instrumentos para procesar, analizar, interpretar, transferir y almacenar la información colectada tras largas jornadas de observación astronómica.

Los estudiosos del cosmos cuentan con tres formas básicas para analizar la luz: la fotometría, la espectroscopía y la interferometría. La primera se encamina a cuantificar el brillo de los astros según una escala de grados, o magnitudes. Para eso se emplea la fotografía y el análisis con equipos especiales como fotómetros y detectores tipo CCD (chips semiconductores que registran la luz y que hoy se encuentran en todas las cámaras digitales; sus creadores obtuvieron el Premio Nobel de física 2009).

La espectroscopía sirve para analizar la luz que emite una fuente separándola en los colores individuales que la componen (su espectro). Como cada elemento químico posee una huella espectral característica, los astrónomos emplean mucho esta herramienta para determinar la composición química de los cuerpos celestes. El análisis espectroscópico de la luz también permite deducir la temperatura de la fuente y la velocidad con que se acerca o se aleja. Para entender esto, pensemos en la sirena de una ambulancia, que al pasar se oye más aguda cuando se acerca y más grave cuando se aleja. Por la misma razón (el efecto Doppler), el espectro de las sustancias que componen una fuente de luz que se acerca se ve desplazado hacia longitudes de onda más pequeñas comparado con el espectro cuando la fuente está inmóvil. El de una fuente que se aleja se desplaza hacia longitudes de onda más grandes. La magnitud del desplazamiento es una medida de la velocidad.

La interferometría es una técnica en la que se combinan las señales de dos o más telescopios distintos para obtener imágenes de mayor resolución, es decir, más nítidas. Hace mucho que hay interferómetros de ondas de radio, como el sistema de 27 antenas, cada una de 25 metros de diámetro, conocido como Very Large Array, que se ubica en Nuevo México, Estados Unidos y que se inauguró en 1980. Los interferómetros de luz visible (también llamados ópticos) son más recientes y por lo general consisten en dos o más telescopios que funcionan juntos, como los dos del Observatorio Keck, en Hawai, y los cuatro del Very Large Telescope, en Chile.

Además de estos medios de apoyo, y como anota la maestra Sánchez, el telescopio necesita un dispositivo de control para apuntarlo, sistemas de adquisición de datos, de procesamiento de imágenes y detectores e instrumentos ópticos que compensen las distorsiones producidas por la atmósfera al observar el cielo. No menos importante es el impacto de la informática y los sistemas de cómputo en el desarrollo de la instrumentación, pues desde la etapa de diseño de nuevos aparatos (y desde luego después) se requieren simulaciones de funcionamiento que se hacen con software especializado y computadoras de muy alta capacidad.

Óptica perfecta

Un importante sistema de corrección de imágenes desarrollado en los años 80 para los telescopios reflectores es la óptica activa. Esta tecnología permite mantener la forma cóncava del espejo primario en todo momento, pese a que la acción de la gravedad tiende a deformarlo cuando se encuentra en ciertas posiciones. Debajo del espejo se encuentran unos pistones de aire que ejercen presión sobre él y corrigen la forma de manera calculada por una computadora especial.

Eso no es todo. Las capas de la atmósfera se encuentran a distintas temperaturas. Además están en movimiento. Los haces de luz que atraviesan la atmósfera no siguen una trayectoria recta, sino que se desvían, ora a un lado, ora al otro, aleatoriamente. Por eso vemos parpadear las estrellas. Este mismo efecto produce imágenes borrosas. “Los telescopios más modernos tienen equipos de óptica adaptativa para corregir en forma automática los haces de luz dispersados por la atmósfera y obtener imágenes más claras”, explica Beatriz Sánchez. La óptica adaptativa es una técnica que se empezó a desarrollar en los años 90. Incluso existe un sistema de corrección aún más refinado, llamado óptica adaptativa multiconjugada, que evalúa en tiempo real la composición de las diferentes capas de la atmósfera y calcula las correcciones instantáneas que hay que hacerle a la superficie del espejo para compensar la distorsión que produce la atmósfera en la luz que llega de los astros. Las correcciones se hacen por medio de pistones actuadores, como en el caso de la óptica activa.

Aunque haya sitios de observación con excelentes condiciones —cielos despejados, atmósfera sin turbulencia y oscuridad total—, la atmósfera siempre producirá distorsión en las imágenes de los cuerpos celestes. Además de inventar dispositivos de corrección para los telescopios ópticos terrestres, los expertos en instrumentación astronómica han diseñado telescopios espaciales para operar por encima de la atmósfera, como el famoso Telescopio Espacial Hubble de la NASA y la Agencia Espacial Europea, lanzado en 1990.

“Afortunadamente para la vida, pero desafortunadamente para la astronomía, la atmósfera absorbe casi todas las radiaciones de alta energía, así como gran parte del infrarrojo. Desde la superficie de la Tierra sólo se hace radioastronomía, astronomía visible u óptica y del cercano infrarrojo. Todo lo demás se hace con globos y telescopios espaciales”, comenta Jesús González.

Esto requiere la participación conjunta de expertos en múltiples disciplinas: “Quien se dedica a la instrumentación astronómica no sólo fabrica telescopios; tiene que efectuar labores de conjunto en áreas como óptica, electrónica, mecánica, informática, control, procesamiento de imágenes y transmisión de grandes bloques de datos”, aclara Beatriz Sánchez.

Tras los pasos de Galileo

Desde el siglo XVII, cuando Galileo fabricó su "anteojo", cada nueva herramienta que se introduce en la astronomía (no sólo telescopios, sino espectrómetros, fotómetros, interferómetros y otros tipos de detectores de ondas electromagnéticas) produce hitos en la investigación astronómica.

He aquí algunos de los más importantes, según Jesús González, del Instituto de Astronomía de la UNAM:

  • Desde el siglo XIX la espectroscopía permitió identificar sustancias químicas a partir de la luz que emiten (ver "La huella de los astros" p. 26)
  • A principios del siglo XX, con ayuda de telescopios más potentes, así como de la espectroscopía y la fotografía, descubrimos que nuestra galaxia es una entre muchas.
  • Por esa misma época se determinó también que el Universo se está expandiendo y que, por lo tanto, no ha existido siempre. Hoy sabemos que su antigüedad es de unos 13 500 millones de años.
  • A fines del siglo XX se descubrió que la mayor parte de la energía (90%) del cosmos es oscura (no interactúa con la luz).

Sello mexicano

Dicha labor es bien conocida por los expertos mexicanos, que no sólo han diseñado y construido instrumentación para aparatos nacionales, como los tres telescopios reflectores del Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir, Baja California, y el Gran Telescopio Milimétrico, erigido en Puebla, sino también para telescopios internacionales.

Una muestra es el instrumento Osiris (Sistema Óptico para Imagen y Espectroscopia Integrada de Resolución Baja/Intermedia), fabricado por científicos del IA de la UNAM y del Instituto de Astrofísica de Canarias para el Gran Telescopio de Canarias (GTC), en España, el mayor del mundo en el espectro óptico-infrarrojo. “Además de tener un gran campo y tomar imágenes directas, Osiris tiene filtros de banda ancha, de banda angosta y sintonizables que prácticamente permiten hacer un barrido frecuencia por frecuencia, lo cual sirve muchísimo a los astrónomos para hacer su trabajo”, detalla la maestra Sánchez.

El IA también diseñó y ensambló un aparato conocido como Instrumento de verificación para el sistema óptico del GTC. Este telescopio posee un espejo primario formado por 36 segmentos hexagonales de vitrocerámica, que equivalen a un espejo circular de 10.4 metros de diámetro. La cámara de verificación comprueba que los segmentos estén perfectamente alineados, con separaciones de menos de 20 nanómetros entre los elementos del mosaico. Si no están bien alineados, el dispositivo calcula la corrección necesaria y la transmite al sistema de pistones actuadores.

Ahora los expertos del Instituto de Astronomía encabezan un grupo de instituciones de México, Francia, España y EU que participa en el diseño y fabricación de un detector de infrarrojo cercano para el GTC. Nombrado FRIDA, el aparato —que se prevé instalar en 2010— contribuirá a eliminar distorsiones de imagen debidas a la atmósfera y podrá hacer análisis espectroscópicos de alta resolución.

El IA trabaja también, junto con la NASA y la Universidad de California, en el proyecto denominado RATIR (Reionization and Transients Infrared Camera, Cámara Infrarroja de Reionización y Variaciones Transitorias de Frecuencia). Este instrumento servirá para monitorear explosiones de rayos gamma, un fenómeno que aún no se ha entendido bien. La cámara RATIR operará en colaboración con el satélite Swift, de la NASA. La idea es que, al detectar una explosión, el Swift envíe las coordenadas para que uno de los tres telescopios del OAN (el de 1.5 metros de diámetro, que será robotizado para tal efecto) pueda seguir el evento y tomar imágenes.

Hitos astronómicos

Según comenta el doctor González, los hitos en la historia de la instrumentación astronómica nos han dado “una idea más clara de cómo es el Universo, tanto en el tiempo como en el espacio”: hoy sabemos, por ejemplo que el Universo se está expandiendo y que se inició hace unos 13 500 millones de años. También sabemos que una buena parte de la materia que contiene está en forma de materia oscura, que no interactúa con la luz (y cuya naturaleza aún no entendemos (ver ¿cómo ves? No. 122).. Al mismo tiempo, la mayor resolución espacial (que permite separar objetos muy próximos y verlos con nitidez) lograda con la óptica adaptativa nos ha permitido ver que unas estrellas que antes se creían solitarias son en realidad estrellas binarias.

Estas herramientas también ayudaron a los científicos a examinar con mayor detalle cúmulos de galaxias o a descubrir planetas que están fuera del Sistema Solar (exoplanetas). De hecho, desde 1995, cuando fue descubierto el primero de ellos (51 Pegasi b) los astrónomos han captado más de 370 de esos objetos celestes que orbitan otros soles.

Pero más allá de la ciencia básica, las nuevas tecnologías asociadas con la instrumentación también se ven reflejadas en la vida cotidiana. Un aspecto de sumo interés es la aplicación de la óptica adaptativa en la corrección de la vista humana, aún en etapa experimental. “Estos desarrollos tienen implicaciones muy importantes. Los sensores de las cámaras digitales se han construido gracias a este tipo de tecnologías, al igual que los detectores de drogas, basados en técnicas de análisis de espectros de moléculas. Y el escaneo en 3D usado en medicina (tomografía) es igualmente una técnica astronómica”, dice Jesús González.

“Pero aún no hemos terminado, pues la ciencia y la tecnología son una carrera sin fin; siempre vamos a tratar de hacer instrumentos más poderosos”.

VISIÓN PANCROMÁTICA

Región espectral Tipo de fenómenos observables
Rayos Gamma Procesos altamente energéticos, como el choque de dos hoyos negros o dos estrellas de neutrones.
Rayos X Gases extremadamente calientes, a temperaturas de millones de grados.
Ultravioleta Objetos muy calientes, como estrellas enanas blancas, a 50 000 o 100 000 ºC.
Rango visible Objetos a temperaturas de entre 2 000 y 20 000 ºC, como las estrellas comunes, el Sol incluido.
Infrarrojo Temperaturas de entre 0 y 800 ºC. Polvo caliente o estrellas frías.
Ondas de radio Objetos más fríos y de menor energía (nubes moleculares y regiones muy densas).

Alejandro Oceguera Figueroa es biólogo egresado de la Facultad de Ciencias de la UNAM donde cursó la maestría en ciencias biológicas bajo la dirección de Virginia León-Règagnon. Actualmente realiza el doctorado en la Universidad de la Ciudad de Nueva York y en el Museo Americano de Historia Natural, Estados Unidos.

Virginia León-Règagnon es doctora en biología por la UNAM. Realizó una estancia posdoctoral en la Universidad de Toronto, Canadá. Actualmente trabaja en la Estación de Biología Chamela, del Instituto de Biología de la UNAM. Su investigación se enfoca al estudio de parásitos de anfibios y reptiles y a la evolución de las relaciones parásito-hospedero.

 
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