V. NUEVOS OJOS PARA VER EL CIELO
EN ESTE cap�tulo haremos un par�ntesis necesario con objeto de comprender el monumental avance tecnol�gico que ha transformado a la astronom�a, particularmente en los �ltimos 15 a�os. Son estos pasos de gigante los que han permitido avanzar en el conocimiento de los enigm�ticos cuasares (adem�s de muchos otros aspectos de la comprensi�n del Universo).
Un foco ordinario de 60 watts irradia del orden de 1020 fotones por segundo. El Sol lanza al espacio 1024 veces m�s fotones que el foco. La cantidad de luz que recibimos en la Tierra desde una estrella de las m�s cercanas y semejante al Sol es equivalente a la cantidad de luz que recibir�amos del foco de 60 watts �colocado a cuatro kil�metros! De los objetos de mediano brillo que hoy estudian com�nmente los astr�nomos, 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 s�lo unos �cinco fotones por minuto! Del cuasar m�s lejano que se conoce (PKS 1208+1011) llega a la Tierra un fot�n por angstrom, por cent�metro cuadrado, por siglo.
Las cifras anteriores revelan la dificultad b�sica de la astronom�a: captar m�nimas cantidades de luz. En el caso de objetos muy lejanos, cuyo brillo aparente es muy peque�o, como en el caso de los cuasares, la detecci�n de cada fot�n 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 m�s luz que el ojo, mediante una gran superficie colectora —espejo o lente—. La segunda es resolver —separar— im�genes. El poder de resoluci�n (cap�tulo III de un telescopio �ptico depende de las dimensiones de la superficie colectora y de la distancia focal.
Los telescopios �pticos m�s grandes del mundo son el telescopio Hale situado en Monte Palomar, California, que tiene un espejo parab�lico de 5 m de di�metro y el de Zelenchuskaya, en las monta�as del C�ucaso en la Uni�n Sovi�tica, con un espejo de 6 m de di�metro (Figura 40). El enfriado y pulido fino de los espejos de estos telescopios llev� muchos a�os y su construcci�n representa un costo enorme en dinero y tecnolog�a. Si se toma en cuenta que la turbulencia atmosf�rica imprime una limitaci�n insuperable a la calidad de las im�genes �pticas, resulta discutible el provecho de seguir construyendo espejos cada vez m�s grandes (la Universidad de Texas tiene el proyecto de construir un espejo de 7.6 m de di�metro). Por ello, despu�s de la construcci�n de estos gigantes, la mayor�a de los astr�nomos se han ido por el camino de buscar sitios id�neos para poner telescopios algo m�s peque�os. Estos sitios deben estar aislados de la contaminaci�n luminosa de las poblaci�nes y en lugares elevados para mejorar las condiciones de turbulencia atmosf�rica —adem�s de tener cielos despejados la mayor parte del a�o—. Adem�s, varios pa�ses han conjuntado esfuerzos para montar observatorios multinacionales: as� 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 volc�n de Hawai a 4 200 m de altura. Los astr�nomos de todo el mundo viajan grandes distancias para trasladarse a estos sitios apartados y realizar ah� sus observaciones. Otro sitio de condiciones astron�micas extraordinarias es la Sierra de San Pedro M�rtir, en Baja California Norte. Ah� se encuentra el Observatorio Nacional de M�xico, que cuenta con el mayor telescopio propiedad de un pa�s latinoamericano (espejo de 2 m de di�metro).
Existe una v�a de desarrollo alternativa a los grandes telescopios �pticos,
que es la construcci�n de espejos multimodulares, es decir, ensamblados
a base de espejos individuales m�s peque�os. La Universidad de California est�
planeando un espejo de 10 metros de di�metro 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 monol�ticos.
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 astronom�a para sustituir a la retina fue la placa fotogr�fica.
La placa fotogr�fica 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 exposici�n, permitiendo registrar mayores detalles y objetos m�s d�biles. Aquella capacidad de acumular luz, sin embargo, es limitada. Existe un tiempo de exposici�n �ptimo, despu�s del cual se empieza a producir una saturaci�n de la emulsi�n fotogr�fica, la cual acaba por velarse por completo si la exposici�n es excesiva. Esta limitaci�n es superada por los detectores modernos.
Las otras limitaciones consisten en que la placa fotogr�fica 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, s�lo uno es registrado.1 Los problemas descritos anteriormente se han resuelto con el uso de detectores optoelectr�nicos.
Einstein obtuvo el premio Nobel por el descubrimiento del efecto fotoel�ctrico, por el cual los fotones provocan una corriente el�ctrica al incidir sobre ciertos materiales. Con base en este descubrimiento se comenzaron a construir detectores fotoel�ctricos y, posteriormente, tubos fotomultiplicadores. Con esos detectores a�n no era posible captar informaci�n en forma de una imagen, como en la fotograf�a, pero s� fue posible medir de manera precisa la cantidad de luz emitida por un objeto. La capacidad de detecci�n de esos fotomultiplicadores ha llegado a ser de 10 fotones por cada 100 incidentes (eficiencia cu�ntica del 10%).
Otro de los efectos que se ha utilizado para la detecci�n de luz es el proceso fotoconductivo, el cual ocurre en materiales semiconductores. Esto dio origen a los detectores llamados de estado s�lido, que tienen una eficiencia cu�ntica del 80%.
Inventos posteriores, basados en la idea del fotomultiplicador, fueron las c�maras de televisi�n y los intensificadores de imagen (Figura 41). Estos dispositivos combinan la capacidad de obtener im�genes completas, como en fotograf�a, con la sensibilidad de los sistemas fotoel�ctricos. Utilizados en astronom�a, han originado m�todos m�s eficientes para el estudio de objetos c�smicos.
Pero no basta con captar la luz con el telescopio, detectarla y medirla con un detector; es necesario analizar esa informaci�n de una manera adecuada. Para hacer el an�lisis m�s eficiente se usan las computadoras. Existen t�cnicas actuales con las que es posible hacer operaciones matem�ticas con im�genes enteras. Es posible, por ejemplo, "restar" a la imagen de una galaxia la se�al proveniente del brillo del cielo. De esta manera se pueden ver con m�s claridad ciertos detalles.
Se ha buscado ahora la manera de conectar directamente las c�maras de televisi�n
con las computadoras. Siguiendo con las analog�as, esto ha proporcionado al
astr�nomo la utilizaci�n de un "ojo" (telescopio), una "retina" (la c�mara de
TV) y una porci�n especializada de "cerebro" (la computadora) dedicados al an�lisis
de las im�genes del cielo.
Figura 41. Intensificador de imagen. En este tubo, los fotones que inciden
sobre el fotoc�todo 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 electr�n
choca con ellas; en esto consiste la amplificaci�n electr�nica. Los electrones
que salen de los microcanales chocan en una pantalla de f�sforo, donde liberan
fotones. Este tubo amplifica entonces la intensidad incidente de la luz.
Los avances de la microelectr�nica en la construcci�n de circuitos integrados, han dado origen a la posibilidad de construir mosaicos de sensores fotoconductivos de unos 400 x 600 elementos, cada elemento de 30 mil�simas de mil�metro. As� surgieron las c�maras de TV de estado s�lido, llamadas c�maras CCD.2 Este tipo de sensores pertenece a la familia de detectores bidimensionales, ya que, al igual que la placa fotogr�fica, puede formar una imagen en dos dimensiones: en un plano. Pero con una eficiencia cu�ntica �80 veces mayor!
En su �poca, Hale dise�� el telescopio de 5 m —siempre se hace referencia
al di�metro del espejo— para ser cuatro veces m�s 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 �40 cm!
Sensores a�n m�s eficientes que el CCD son los llamados contadores de fotones capaces de registrar la incidencia de cada fot�n como un evento individual. A este grupo pertenece el MEPSICRON, el detector m�s eficiente de su tipo, que ha sido dise�ado y desarrollado por un grupo de investigadores y t�cnicos del Instituto de Astronom�a de la UNAM. Este detector es bidimensional en cuanto a la resoluci�n espacial —forma la imagen en un plano— siendo la tercera dimensi�n la intensidad.
Las componentes fundamentales del MEPSICRON son tres: la pel�cula
fotosensible; la placa microcanal que, conservando la memoria de la posici�n
en que incidi� el fot�n, multiplica los electrones inducidos por un factor de
108; y, por �ltimo, el �nodo que recibe esta nube de electrones
y env�a cuatro se�ales el�ctricas correspondientes a la incidencia de la descarga
respecto a cada una de sus cuatro esquinas. Un sistema electr�nico complejo,
reconstruye, mediante estas cuatro se�ales, la posici�n de incidencia del fot�n.
Cada incidencia se registra en un mosaico de memoria de1000 x 1000 elementos
para reconstruir la imagen.
El nombre MEPSICRON viene de las caracter�sticas del detector: M por microcanal, E por electr�n, P por posici�n, S por sensor y CRON indica que se registra el tiempo en que ocurre cada evento.
2. ASTRONOM�A DESDE EL ESPACIO
Las ramas de la astronom�a que se han podido desarrollar en la Tierra, la astronom�a �ptica y la radioastronom�a, son por lo mismo las m�s retrasadas en cuanto a su desarrollo espacial.
Por lo que se refiere a la radioastronom�a, no hay m�s que proyectos a largo plazo. Uno de ellos es un proyecto Sovi�tico para colocar radiotelescopios en �rbita a fin de establecer una red interferom�trica.
Los proyectos de la astronomía �ptica son mucho m�s concretos y est�n
pr�ximos 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 a�os por diversos
problemas t�cnicos y de presupuesto de la NASA4
y finalmente fue puesto en �rbita en 1990. Tiene un espejo de 2.4 metros de
di�metro, que por el hecho de observar fuera de la atm�sfera, podr� detectar
objetos cincuenta veces m�s d�biles que el mayor de los telescopios terrestres
y con una resoluci�n 10 veces mayor. El telescopio contar� tambi�n con excelentes
detectores y equipo perif�rico. Los astr�nomos del mundo aguardan con impaciencia
la puesta en �rbita del telescopio espacial.
En las longitudes de onda inaccesibles a la observaci�n desde la Tierra, se han logrado grandes avances. Describiremos los m�s importantes, no en orden hist�rico, sino en orden —decreciente— de longitud de onda
Empezaremos por el infrarrojo. En 1983, fue puesto en �rbita, a una altitud
de 900 km, el sat�lite infrarrojo astron�mico llamado IRAS,5
construido por un equipo de astr�nomos 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
dise�adores tuvieron que encerrar el telescopio infrarrojo de 0.6 m de di�metro
en un contenedor con �70 kg de helio l�quido!
A pesar de haber sido lanzados varios otros sat�lites astron�micos (de los
que hablaremos m�s adelante), la misi�n IRAS ha sido la m�s compleja
por la dificultad de mantener esta enorme cantidad de material refrigerante
a temperatura cercana al cero absoluto (-270°C). Pero el esfuerzo vali�
la pena. El IRAS observ� el cielo en las longitudes de onda de
8 mm a 200 mm,
que es precisamente el rango en que los cuasares emiten la mayor parte de su
energ�a. En sus once meses de vida (lo que dur� el helio l�quido) el sat�lite
produjo un cat�logo de aproximadamente 300 000 estrellas, nebulosas y galaxias
infrarrojas. Desafortunadamente, como ya hemos mencionado, a estas longitudes
de onda s�lo se puede medir el brillo, m�s no obtener im�genes ni espectros.
Actualmente se halla en desarrollo el proyecto SIRTF6
que tendr� un telescopio de 1 m de di�metro cuyo lanzamiento est� planeado para
1990. Su sensibilidad ser� de 100 a 1 000 veces mayor que la del IRAS y observar�
en longitudes de onda de 2 mm a 700 mm.
Este sat�lite podr� ser llenado de refrigerante peri�dicamente mediante el transbordador
espacial.
Pasemos ahora a la regi�n ultravioleta. Los sat�lites enviados al espacio para
estudiar esta parte del espectro han sido capaces de obtener espectros, mas
no im�genes. El sat�lite Cop�rnico llevaba un telescopio ultravioleta de 80
cm y estuvo en funcionamiento nueve a�os. Lanzado en 1972, fue seguido, en 1978,
por el sat�lite norteamericano-europeo llamado IUE,7
que actualmente contin�a funcionando en tiempo extra, para maravilloso asombro
de sus dise�adores (estaba dise�ado para funcionar 5 a�os). 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 s�lo �ptico, sino tambi�n ultravioleta, cuyo l�mite de detecci�n llega hasta 115 Å. Contar� con un sistema microcanal para obtener im�genes en el ultravioleta.
Seguimos con los rayos X. El primer sat�lite de rayos X fue el c�lebre Uhuru (palabra swahili que significa libertad), lanzado en 1970 desde Kenya (Figura 43). Este sat�lite 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 cap�tulo).
Los rayos X son una forma altamente energ�tica de radiaci�n. No son muchas las condiciones f�sicas que los pueden producir en forma natural. Una de ellas es la emisi�n de un plasma (gas ionizado) a varios millones de grados. Otra es la colisi�n de electrones ultrarrelativistas con fotones sincrotr�nicos. Este �ltimo efecto, llamado Compton inverso, hace que los electrones le cedan su energ�a a los fotones.
Los primeros sat�lites de rayos X funcionaban con un tipo de detector bastante rudimentario; de hecho, era una versi�n refinada de un contador Geiger, llamado contador proporcional, que adem�s de registrar la incidencia de un fot�n, pod�a medir su longitud de onda.
Construir telescopios de rayos X es muy dif�cil porque estos rayos pueden ser reflejados s�lo bajo �ngulos de incidencia sumamente peque�os, es decir, deben incidir apenas rozando el espejo. Uno de los pioneros en el dise�o de telescopios de rayos X fue el astr�nomo Ricardo Giacconi. Su primer telescopio estuvo en el observatorio solar Apollo, a bordo de la estaci�n espacial Skylab.
Para poder observar fuentes d�biles —distantes— de rayos X, a fines
de los setenta se construyeron una serie de 3 grandes sat�lites llamados HEAO.8
Cada uno de ellos pesaba unas 3 toneladas y med�a unos 6 metros de largo. El
segundo de ellos fue construido alrededor de un gran telescopio capaz de producir
im�genes de rayos X mediante detectores bidimensionales; se le llam� el Observatorio
Einstein (Figura 44).
Figura 43. Lanzamiento de Uhuru el 12 de diciembre de 1970.
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 conc�ntricos, el mayor de 58 cm de di�metro, y ten�a cuatro instrumentos detectores montados en una plataforma giratoria, de modo que, desde la Tierra, se pod�a dar la orden de cambiar de detector.
Uno de los detectores era el IPC,9
un contador de fotones capaz de medir no s�lo la energ�a —frecuencia—
del fot�n de rayos X, sino tambi�n la posici�n de incidencia, de modo que pod�a
reconstruir una imagen de la fuente. El IPC pod�a ver una regi�n
del cielo de l° —un grado— cuadrado y med�a la posici�n de llegada
de los fotones con una precisi�n de un cincuentavo de grado cuadrado. La resoluci�n
de las im�genes era por tanto del orden de un minuto de arco. La resoluci�n
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, cubr�a un campo de 25 minutos
de arco cuadrados, pero no proporcionaba informaci�n sobre la longitud de onda
de la radiaci�n incidente. En cambio, su resoluci�n era muy alta: 2 segundos
de arco. Este detector usaba dos placas microcanales y era capaz de construir
im�genes con tanto detalle como el mejor telescopio �ptico (Figura 45).
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 astronom�a de rayos X dio un salto para
ponerse a la altura de los campos cl�sicos de la astronom�a �ptica y la radioastronom�a.
En el caso de la astronom�a �ptica, transcurrieron tres siglos desde que Galileo
us� su primer telescopio hasta la obtenci�n de im�genes con la precisi�n del
siglo xx. Los radioastr�nomos cubrieron el mismo camino en cuarenta a�os, a
partir de la primera detecci�n de radioondas hechas por Jansky en los treintas,
hasta la interferometr�a en los setentas. Pero en el caso de los rayos X, el
progreso fue rapid�simo, tan s�lo diecis�is a�os desde la detecci�n de la primera
fuente, Scorpius X-l en 1962, hasta el lanzamiento del Observatorio Einstein
en 1978.
El Einstein dej� de funcionar en abril de 1981. Sus sucesores fueron el sat�lite
europeo Exosat y el japon�s TENMA lanzados en 1983. El sat�lite
alem�n Rosat, que lleva el nombre de Wilhelm R�ntgen, 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 podr� ver fuentes diez veces m�s d�biles que el Einstein con
una resoluci�n de medio segundo de arco. Se planea que est� en servicio diez
a�os 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 m�s cortas, correspondientes a los llamados
rayos g: (g
gamma, tercera letra del alfabeto griego) requieren de nuevos tipos de
telescopios y detectores. Los fotones g son
tan energ�ticos que pueden atravesar la c�mara de gas de un contador proporcional
o la cara de un detector tipo HRI, sin interaccionar con ninguno
de sus �tomos y, por tanto, sin ser detectados.
El detector usado para los rayos g, llamado detector de centelleo, funciona convirtiendo la radiaci�n energ�tica en luz visible. Se trata de un gran cristal de ioduro de sodio rodeado de tubos fotomultiplicadores. Cuando un rayo g penetra el cristal, choca con los �tomos de �ste y radia la energ�a perdida por el choque en forma de luz visible. La intensidad del rel�mpago visible depende de la energ�a —frecuencia— del fot�n g incidente.
Los primeros sat�lites de rayos g datan de
los a�os sesenta, pero entonces no pod�an obtener im�genes. Los primeros que
lograron obtenerlas fueron el sat�lite norteamericano SAS-2, que
funcion� s�lo siete meses en 1972, y el sat�lite europeo COS-B
(1975-1982).
El principal problema con los telescopios de rayos g es que no pueden enfocar debido a la reflexi�n de los rayos, ya que su longitud de onda es menor que el tama�o de los �tomos de que est� hecho cualquier espejo. Lo que se hace entonces es obtener la direcci�n precisa de donde proviene cada fot�n y gratificarla, con objeto de producir as� mapas del cielo en rayos g. La resoluci�n de estos telescopios es muy baja: aproximadamente dos grados —cuatro veces el tama�o de la Luna— pero aun as� su mapeo del cielo produjo resultados intesantes.
En rayos g el cielo est� dominado por la V�a L�ctea. Los rayos g provenientes de la V�a L�ctea son generados cuando los rayos c�smicos (part�culas cargadas de alta velocidad que se generan en las explosiones de supernovas) chocan con los �tomos del gas del plano de la galaxia. El Sol es completamente invisible en estas longitudes de onda, excepto durante la producci�n de r�fagas. Ninguna nube de gas puede hallarse lo suficientemente caliente como para generar este tipo de radiaci�n mediante procesos t�rmicos. Los rayos g provienen siempre, indirectamente, de la radiaci�n de part�culas subat�micas ultrarrelativistas asociadas a los procesos m�s violentos que tienen lugar en el Universo: las explosiones de supernovas, los superpoderosos campos magn�ticos de las estrellas de neutrones y los inmensos pozos de potencial gravitacional alrededor de agujeros negros, de los cuales hablaremos inmediatamente (cap�tulo VI).
NOTAS
1 La raz�n de los fotones detectados a los fotones incidentes se llama eficiencia cu�ntica. Este es un par�metro que sirve para comparar la calidad de los 105 diferentes detectores de luz. La eficiencia cu�ntica de la placa fotogr�fica es del 1%.
2 Del ing�s: charge-coupled device, dispositivo de carga acoplada.
3 Para investigaciones espaciales, la mayor�a de los pa�ses europeos funcionan de manera conjunta, tanto en cooperaci�n cient�fica y tecnol�gica como en el aspecto de financiamiento, a trav�s de la Agencia Espacial Europea.
4 Del ingl�s: National Aeronautics Space Administration. (Agencia Espacial Norteamericana.)
5 Del ingl�s: infrared astronomy satellite, sat�lite astron�mico infrarrojo.
6 Del ingl�s: shuttle infrared telescope facility, transbordador con telescopio infrarrojo.
7 Del ingl�s: international ultraviolet explorer, explorador ultravioleta internacional.
8 Del ingl�s: high energy astrophysics observatory, Observatorios Astrof�sicos de Altas Energ�as.
9 Del ingl�s. imaging proportional counter, Contador Proporcional para la formaci�n de Im�genes.
10 Del ingl�s: high resolution imager, formador de im�genes de alta resoluci�n.
11 Del ingl�s: advanced X-ray astrophysics facility, estaci�n astrof�sica avanzada de rayos X.
