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domingo, julio 3, 2022
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Radioastronomía hoy

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Luis F. Rodríguez* 

El ser humano observa al cielo y trata de entenderlo desde tiempos  inmemoriales. Estas observaciones fueron primero a simple vista. En 1609 hubo una revolución en la astronomía cuando Galileo comenzó a utilizar el telescopio y pudo ver cosas que el ojo humano desnudo no  alcanzaba a ver, como los cráteres de la Luna, los anillos de Saturno y las lunas de Júpiter.  

La razón por la cual un telescopio es más sensitivo que el ojo humano es que el lente objetivo (el que queda del lado que apunta hacia la fuente) de un telescopio puede ser mucho más grande que la pupila del ojo humano, que tiene un diámetro que varía con la iluminación (se abre si hay oscuridad y se cierra si hay mucha luz), pero podemos decir que en promedio este diámetro es de 0.4 cm. Los primeros telescopios que construyó Galileo tenían lentes objetivos de 4 cm de diámetro, diez veces más grandes que la pupila humana. Esto llevó a dos mejoras. En primer lugar, la cantidad de luz que la pupila o un telescopio captan es proporcional a su área, o sea, al cuadrado de su diámetro. Entonces los telescopios de Galileo captaban 10 x 10 = 100 veces más luz que el ojo humano.  

A esto se le conoce como la sensitividad. En segundo lugar, mientras más grande es el lente, más detalles finos se pueden apreciar en el objeto celeste observado. A esto se le conoce como la resolución angular. En suma, se obtendrán mejores resultados mientras mayor sea el lente (o espejo, porque ahora prácticamente todos los telescopios profesionales usan un espejo colector de luz en lugar de una lente). 

Desde épocas de Galileo comenzó una carrera para construir telescopios cada vez mayores y aprovechar las ventajas que esto trae. Hacia 1780 el telescopio más grande del mundo era el del británico John Michell, que tenía un espejo de 75 cm de diámetro. En 1948 se inauguró el Telescopio Hale en Monte Palomar con un telescopio de 5 m de diámetro. En la actualidad el telescopio más grande del mundo es el Gran Telescopio Canarias, con un  

espejo de 10.4 m. Fue inaugurado en 2009 y está ubicado en la isla de La Palma, en las Islas Canarias. México es uno de los socios de este proyecto y cuenta con una pequeña fracción del tiempo de observación. 

Aproximadamente cada 50 años se ha duplicado el diámetro de la apertura del mayor telescopio en el mundo. Para diámetros mayores a 5 m no se puede hacer el espejo de una sola pieza (esto es, monolítico) porque la fuerza de gravedad lo quebraría y ahora los espejos se hacen en segmentos que luego se montan en una base común. Por ejemplo,  

el espejo del Gran Telescopio Canarias está formado por 36 segmentos. 

El espejo del Gran Telescopio Canarias con sus primeros seis segmentos. (Crédito: Instituto Astrofísico de Canarias, CSIC, España,). Gracias a la participación económica de la UNAM, los astrónomos mexicanos pueden realizar observaciones en este magnífico artefacto.

Radiotelescopios cada vez más grandes  

Esta carrera para construir telescopios cada vez mayores comprende no solo la astronomía visible, sino también las otras ventanas del espectro electromagnético, en particular la radioastronomía.  

Las primeras observaciones radioastronómicas exitosas las realizó el físico estadounidense Karl G. Jansky, en 1931, cuando detectó ondas de radio provenientes de la parte central de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Para esto utilizó una antena de alambre para la cual no es evidente asociarle un tamaño. El primero que usó una superficie metálica de forma parabólica fue Grote Reber, un radioaficionado estadounidense que había oído de los descubrimientos de Jansky. De sus propios recursos construyó en el patio de su casa una superficie metálica con diámetro de 9 m (figura 2) y en 1938 confirmó los resultados de Jansky. Reber sabía mucho sobre la construcción de amplificadores de ondas de radio y construyó varios receptores que trabajaban a distintas frecuencias. 

Finalmente tuvo éxito con un receptor que trabajaba a 160 MHz, una frecuencia algo arriba de lo que hoy es la radio FM (frecuencia modulada), que trabaja de 88 a 108 MHz. Los resultados de Jansky y Reber no entusiasmaron a los astrónomos de esos años, que sabían mucho de espejos y placas fotográficas pero muy poco de cables y electrónica. Pero durante la Segunda Guerra Mundial se desarrolló enormemente la tecnología del radar, que está muy relacionada con la radioastronomía. Terminada la guerra, los expertos en radar buscaron dónde aplicar sus conocimientos y pronto se dieron cuenta de que la radioastronomía era un campo en el que podían prosperar. Inglaterra y Australia se colocaron como los países líderes en la radioastronomía mundial. Los británicos inauguraron el radiotelescopio Lovell, con 76 m de diámetro, en 1957, y los australianos el radiotelescopio de Parkes, con 64 m de diámetro, en 1961. 

Pronto quedó claro que no sería posible construir radiotelescopios apuntables de una sola superficie con más allá de los 100 m de diámetro, por razones similares que hacen prácticamente imposible construir telescopios ópticos monolíticos con diámetro mayor a 5 metros. 

Los radioastrónomos buscaron solucionar este problema con dos enfoques. El primero consistía en construir grandes radiotelescopios estacionarios, asentados sobre una cavidad natural pero que tienen la limitación de que no se pueden apuntar y solo sirven para observar fuentes que pasan cerca del cenit (el punto situado sobre la vertical del observador) del sitio. El radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico, con 305 m de diámetro, fue el ejemplo más famoso de estos radiotelescopios. Funcionó de 1963 a 2020, cuando se reventaron los cables que sostenían el cuarto de receptores del radiotelescopio y la superficie quedó destrozada con la caída de esta estructura. En internet se puede buscar el impactante video de este accidente. En la actualidad, el radiotelescopio fijo más grande del mundo es el FAST, de China, que funciona de manera similar al de Arecibo, pero alcanza los 500 m de diámetro (figura 3). 

El radiotelescopio con superficie parabólica de 9 m de diámetro que Grote Reber construyó en el
patio de su casa. (Crédito: National Radio Astronomy Observatory, EUA.)

Los arreglos 

La otra solución al problema se encontró en la construcción de arreglos de radiotelescopios distribuidos en amplias zonas geográficas. La señal de cada uno de los radiotelescopios se hace interferir con la de los otros para lograr imágenes de gran calidad. Por esto se les llama radiointerferómetros. Los ingleses fueron los pioneros en la construcción de estos arreglos, y sir Martin Ryle compartió el Premio Nobel de Física de 1974 por la puesta en práctica de la técnica de la radiointerferometría. Estos arreglos permiten estudiar cualquier punto del cielo observable desde el lugar geográfico donde están instalados y se han convertido en la manera preferida de hacer observaciones de radio en la actualidad. 

En este momento los arreglos más utilizados son el Arreglo Muy Grande (Very Large Array o VLA) y el Gran Arreglo Milimétrico de Atacama (Atacama Large Millimeter Array o ALMA). El VLA está constituido por 27 parábolas, cada una con 25 m de diámetro y está ubicado en el estado de Nuevo México, al sur de Estados Unidos. Los elementos del arreglo se pueden desplegar hasta 30 km. ALMA tiene 66 parábolas, algunas de 7 m y otras de 12 m de diámetro (figura 4). Se pueden desplegar hasta sobre 16 km. Este arreglo está ubicado en el desierto de Atacama, en el norte de Chile. Es interesante preguntarse por qué hay dos arreglos y no solo uno. Una razón es que el VLA está en el hemisferio norte, mientras que ALMA está en el hemisferio sur, de modo que ven cielos en cierto modo diferentes. Pero la razón de fondo es que el VLA se especializa en observar ondas centimétricas, mientras que ALMA lo hace con las ondas milimétricas. Hay en el espacio distintos tipos de fuentes que emiten con distintas longitudes de onda y es necesario tener los dos tipos de interferómetro. 

Pero mientras avanza el proyecto del ngVLA los países del hemisferio sur están completando un proyecto muy ambicioso. Liderados por Australia y Sudáfrica se construye en estos países el Arreglo del Kilómetro Cuadrado (Square Kilometer Array o SKA; figura 6). En este proyecto se busca alcanzar sensitividades extraordinarias porque el área total de los instrumentos será, como su nombre lo indica, un kilómetro cuadrado. En comparación, el área total del VLA es solo 0.01 kilómetros cuadrados. De nuevo el lector se preguntará si no hay redundancia entre estos distintos arreglos. La respuesta es que no, cada uno tiene distintos problemas astronómicos que atacar y resolver. Para ayudar a entender esto, sabemos que la luz visible tiene longitudes de onda que van de 0.4 (el violeta) a 0.8 (el rojo) micras (millonésimas de metro). Apenas un factor de dos de diferencia. Basta un solo telescopio para cubrir este intervalo de longitudes de onda. En contraste, la radioastronomía estudia ondas que tienen longitudes desde 10 m hasta 1 mm, ¡un factor de 10 000! Para estudiar estas distintas ondas de manera óptima es necesario construir telescopios de características diversas. 

El VLA se inauguró en 1980, hace más de 40 años, y si bien se le han hecho distintas mejoras que lo mantienen competitivo, es necesario pensar en un instrumento de la siguiente generación. Y este es precisamente el nombre de un nuevo proyecto, el Gran Arreglo de Nueva Generación (next generation Very Large Array o ngVLA) que se planea construir durante la próxima década. El ngVLA estará formado por 256 parábolas metálicas, cada una de 18 m de diámetro, distribuidas en el sur de EU y el norte de México, sobre una región con diámetro de cientos de km (figura 5). En el proyecto participan además de Estados Unidos, México, Canadá, Alemania, Holanda y Taiwán. 

Los círculos azules indican las posiciones donde se ubicarán parábolas para el ngVLA en el sur de EUA y el norte de México. (Crédito: National Radio Astronomy Observatory, EUA.)
Algunas de las 200 parábolas que formarán parte de SKA en Sudáfrica. (Crédito: South African Radio Astronomy Observatory.
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