El Observatorio ALMA: el cielo a un paso Understand article

Traducido por José Luis García Herrero. Claudia Mignone y Douglas Pierce-Price nos llevan de viaje a los Andes chilenos, donde se encuentra ubicado el Observatorio ALMA, el complejo de radioastronomía más grande del mundo, dispuesto a descubrir los secretos de nuestros orígenes cósmicos.

Antena de ALMA en la meseta
Chajnantor a finales de 2009

Imagen cortesía de ALMA (ESO
/ NAOJ / NRAO)

Imagina una excursión por la región de Atacama, en lo alto de los Andes del norte de Chile, uno de los lugares más secos y remotos de la Tierra. Con altitudes superiores a los 5000 metros, aquí la vida no es fácil: la presión atmosférica es mucho menor que a nivel del mar, y el oxígeno escasea.

El paisaje, dominado por enormes volcanes y otras picos montañosos, en ocasiones decorados por llanuras de sal y curiosas formaciones de hielo y nieve, apenas se parece a cualquier vista típica de nuestro planeta. De repente, en mitad de esta región árida y abandonada, te das cuenta de la presencia de una enorme construcción: ¿se podría tratar de antenas para el seguimiento de satélites?

No exactamente. El socio europeo de ALMA es el Observatorio Austral Europeo (ESO). ALMA es un observatorio revolucionario que permitirá a los astrónomos, una vez terminado alrededor de 2012, observar la luz proveniente de algunos de los objetos más fríos y lejanos del Universo, con una resolución y sensibilidad mucho mejores de las que se pueden alcanzar en la actualidad.

A día de hoy, ALMA es el mayor proyecto astronómico en tierra. Ya se han instalado tres antenas, lo cual supone un gran logro si tenemos en cuenta las condiciones de si ubicación. Sin embargo, todos aquellos que visiten la meseta Chajnantor dentro de un par de años se encontrarán 66 antenas, 54 de las cuales tendrán un diámetro de 12 metros, y otras 12 antenas más pequeñas, con diámetros de 7 metros.

La parte más visible de cada antena es su enorme superficie parabólica reflectante con forma de plato. Este plato equivale a las lentes y espejos de un telescopio «tradicional» u óptico: recoge la radiación proveniente de objetos astronómicos lejanos y la enfoca en un detector que mide dicha radiación. La diferencia entre estos dos tipos de telescopios es la longitud de onda de la radiación detectada. La luz visible, que es la que capturan los telescopios ópticos, es sólo una pequeña parte del espectro electromagnético (ver box), con longitudes de onda comprendidas entre 380 nm y 750 nm (millonésimas de milímetro). Sin embargo, ALMA sondeará el cielo buscando radiación con mayores longitudes de onda; desde unas cuantas centenas de micras hasta alrededor de 1 mm. Esta zona del espectro se conoce como radiación milimétrica y submilimétrica, y se trata de un subconjunto de ondas de radio.

El prototipo europeo de la
antena para ALMA
Imagen cortesía de ESO

Los platos de ALMA difieren de los espejos de un telescopio de luz visible en tamaño y pulido. Las superficies reflectantes de cualquier telescopio deben ser virtualmente perfectas: si tienen cualquier defecto que sea mayor de un pequeño tanto por ciento de la longitud de onda detectada, el telescopio no proporcionará medidas precisas. Para las longitudes de onda que se detectarán con las antenas del Observatorio ALMA, basta con que su precisión sea bastante menor que la del grosor de un folio, de tal forma que los platos no necesitan el mismo acabado final que los espejos que se usan en los telescopios de luz visible. Por tanto, aunque las antenas del Observatorio ALMA parecen enormes antenas parabólicas metálicas, para un fotón con longitud de onda (sub)milimétrica se trata de superficies reflectantes casi perfectas, y los fotones se enfocan con gran precisión.

La resolución (nivel de detalle de la imagen) de un telescopio depende tanto de la longitud de onda en la que opera como del tamaño de su apertura (el diámetro del plato o espejo principal). A mayor longitud de onda, peor resolución; y a mayor diámetro, mejor resolución. La relación entre el tamaño angular de los detalles más pequeños que se pueden distinguir en la imagen (θ), la longitud de onda (λ) y el diámetro (D), viene dada por: θ ≈ λ/D. Lógicamente, cuanto menor es el valor del ángulo θ, mayor resolución se obtiene en la imagen. Por lo tanto, un radio telescopio (longitud de onda larga) cuyo plato fuera del mismo tamaño que el del espejo de un telescopio de luz visible (longitud de onda corta), tendría peor resolución.

En consecuencia, para obtener resoluciones comparables las de los telescopios de luz visible más modernos, un radiotelescopio como ALMA necesitaría una superficie reflectora de unos cuantos kilómetros, lo cual no es viable. Por este motivo, ALMA está compuesto de muchas antenas individuales desperdigadas por una superficie muy extensa, trabajando en conjunto por medio de una técnica conocida como interferometería.

La resolución de un interferómetro viene dada por la relación θ ≈ λ/B, donde θ es la resolución, λ la longitud de onda y B la máxima línea de base (la separación entre dos antenas del conjunto). En otras palabras, un interferómetro funciona como un único telescopio tan grande como todo el conjunto de antenas.

Aumentar la distancia máxima entre las antenas equivale a aumentar el poder de resolución del interferómetro, lo cual permite detectar detalles más pequeños. La posibilidad de enlazar antenas a distancias de muchos kilómetros es crucial para obtener resoluciones realmente buenas y con un gran nivel de detalle en las imágenes.

El conjunto principal de radiotelescopios de ALMA dispondrá de 52 antenas de 12 metros de diámetro, colocadas en diferentes configuraciones cuya distancia puede variar entre 150 m. y 16 km. De esta forma, el conjunto de antenas simula un único telescopio enorme, mucho más grande que cualquier telescopio que se pudiera construir. De hecho, ALMA tendrá una resolución máxima que es aún mejor que la obtenida por el Telescopio Espacial Hubble en longitudes de onda de luz visible.

Impresión artística del conjunto ALMA, en una configuración ampliada
Imagen cortesía de ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / L Calçada

Las 4 antenas de 12 metros y las 12 antenas de 7 metros restantes formarán el Conjunto Compacto Atacama (Atacama Compact Array). Las antenas pequeñas de 7 metros se pueden colocar más cerca entre sí. Debido al modo en el que funcionan los interferómetros, esta disposición cercana permite apreciar el aspecto global de los objetos astronómicos observados. Además, las 4 antenas de 12 metros se usarán de forma separada para medir la magnitud absoluta de los objetos observados, ya que los interferómetros no pueden medir esta magnitud.

Las diferentes configuraciones del telescopio permiten a los astrónomos estudiar la estructura global de un objeto astronómico, así como sus detalles más pequeños. Sin embargo, el cambio entre las configuraciones compacta y expandida del conjunto requiere el desplazamiento físico de las antenas. Esto se consigue por medio de dos transportadores especialmente diseñados para levantar las antenas (cada una pesa más de 100 toneladas), desplazarlas varios kilómetros a través del desierto, y acoplarlas en soportes de hormigón con una precisión milimétrica.

Imagen cortesía de ESO / WFI
(optical); MPIfR / ESO / APEX /
A Weiss et al. (submillimetre);
NASA / CXC /CfA / R Kraft et al.
(X-ray)

Centaurus A, situado a unos 13 millones de años luz de la Tierra. Centaurus A es una galaxia activa, lo que significa que alberga un agujero negro supermasivo que devora sin freno toda la materia que lo rodea, emitiendo grandes cantidades de energía en múltiples bandas del espectro electromagnético y vomitando partículas de alta energía en dos chorros simétricos. Esta imagen compuesta en color, obtenida por medio de tres instrumentos que operan en longitudes de onda muy diferentes, muestra los lóbulos y los chorros que emanan del agujero negro del centro de la galaxia activa. La radiación de longitud de onda de 870 µm, tomada con la cámara LABOCA de APEX, aparece en color naranja. La radiación de rayos X, tomada por el Observatorio Chandra de Rayos X, aparece en color azul. La radiación visible, tomada con el Wide Field Imager (WFI) del telescopio de 2,2 metros MPG / ESO situado en La Silla (Chile), muestra las estrellas del fondo y la característica franja de polvo de la galaxia, casi en su color real

Uno de los objetivos de ALMA es capturar radiación proveniente de galaxias muy lejanas, ya que fueron de las primeras en formarse en la historia del universo, y la luz que nos llega de ellas fue emitida hace más de diez mil millones de años. La longitud de onda de la luz emitida por estas galaxias se «estrecha» a medida que viaja hacia nosotros, a causa de la expansión del universo: la radiación que inicialmente era infrarroja llega a la Tierra con longitudes de onda milimétricas o submilimétricas. Esto hace que telescopios como ALMA sean una herramienta ideal para localizar las primeras galaxias e investigar cómo surgieron las estructuras de materia en el universo.

ALMA también servirá para explorar con un detalle hasta ahora desconocido muchas zonas de formación estelar: enormes y frías nubes de gas y polvo en el espacio interestelar donde nacen nuevas estrellas. El polvo absorbe la luz emitida por estas estrellas jóvenes y después la reemite en longitudes de onda (sub)milimétricas. A través de un telescopio óptico, estas regiones aparecen a menudo oscurecidas por las partículas de polvo, pero se muestran brillantes en la parte (sub)milimétrica del espectro. ALMA será el telescopio más potente para la observación de estas nubes extremadamente frías, y proporcionará imágenes con un nivel de detalle hasta ahora desconocido. Gracias a ALMA, los astrónomos podrán obtener imágenes detalladas del nacimiento de estrellas y planetas en nubes de gas cerca de nuestro sistema solar, así como comprender mejor la formación de estrellas, sistemas planetarios, e incluso la vida.

Imagen cortesía de ESO / APEX
/ DSS2 / SuperCosmos /
Deharveng (LAM) / Zavagno
(LAM)

Imagen compuesta en color de la región de formación estelar RCW120. La imagen muestra cómo una burbuja de gas ionizado en expansión de un tamaño de unos diez años luz hace que la materia de su entorno colapse en densos grumos en los que se forman nuevas estrellas. Estas nubes frías y densas emiten luz de longitud de onda submilimétrica, mostrada en azul, y son un objetivo perfecto para los telescopios como ALMA. En esta imagen, la radiación de longitud de onda de 870 µm se tomó con la cámara LABOCA del Atacama Pathfinder Experiment (APEX), un telescopio de plato único de 12 metros basado en un prototipo de una antena ALMA, también situado en la meseta Chajnantor

De esta forma, la radiación (sub)milimétrica abre una ventana al universo frío y lejano, pero es bastante complicado detectarla porque el vapor de agua de la atmósfera terrestre la absorbe en un alto porcentaje. Por esta razón, los telescopios para este tipo de astronomía se deben construir en emplazamientos a gran altura y secos, donde la atmósfera se encuentra enrarecida y su contenido de vapor de agua es mínimo. Esta fue la razón por la que se eligió la meseta de Chajnantor, uno de los lugares más secos de la Tierra a 5000 metros de altitud, como ubicación para ALMA. En este lugar, los astrónomos disfrutarán de condiciones inmejorables para observar el universo, aunque el precio a pagar es alto al tener que operar bajo condiciones muy complicadas. Trabajar a estas altitudes supone que los astrónomos estarán expuestos a los mismos problemas que sufren los montañeros, como el mal de altura, la baja presión atmosférica y la falta de oxígeno para respirar. Para hacer las condiciones de trabajo más llevaderas, se ha construido un campo base a una altura menor de alrededor de 2900 m. Resumiendo, se puede afirmar que si un lugar es adecuado para la astronomía (sub)milimétrica, nadie querría vivir nunca en un sitio así.

Aunque el pueblo de San Pedro de Atacama se encuentra a tan solo 50 km. de distancia, cuando uno pasea alrededor del emplazamiento de ALMA parece estar en otro planeta. La meseta de Chajnantor se encuentra a una altitud tan grande que la rutina diaria de la vida urbana se convierte en un lejano recuerdo, lo cual ayuda a hacer de este lugar un sitio único para la exploración de los misterios ocultos y lejanos del universo. Desde aquí, no hay más que un paso al espacio.

Detección de objetos astronómicos en el espectro electromagnético

La luz visible es tan sólo una pequeña parte del espectro de radiación electromagnética. Las diferentes partes del espectro, o bandas espectrales, son las siguientes (en orden decreciente de longitud de onda, y orden ascendiente de frecuencia): ondas de radio (incluidas las microondas y la radiación (sub)milimétrica), infrarrojo, visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

Ya que procesos físicos diferentes en el universo emiten luz a diferentes longitudes de onda, cada tipo de objeto astronómico brilla con más intensidad en una o varias bandas espectrales en particular. Los astrónomos de hoy en día a menudo intentan observar en muchas bandas espectrales, usando diferentes telescopios, ya que cada conjunto de observaciones proporciona una pieza complementaria del puzle; este enfoque se conoce como astronomía de múltiples longitudes de onda.

Sin embargo, la atmósfera terrestre complica las cosas, puesto que absorbe la mayor parte de la radiación. Aunque esto protege la vida en la Tierra, complica la vida a los astrónomos: sólo una pequeña fracción del espectro electromagnético es observable desde tierra y, a menudo en estos casos, la calidad de las observaciones depende en gran medida de la ubicación geográfica. Por este motivo es tan importante elegir un sitio excelente como Chajnantor para el Observatorio ALMA. En otras bandas espectrales, especialmente para longitudes de onda cortas, los astrónomos necesitan telescopios situados en satélites orbitando alrededor de nuestro planetas, más allá de la atmósfera terrestre.

Opacidad atmosférica: el nivel de la curva marrón representa la opacidad de la atmósfera en función de la longitud de onda. Las mejores ventanas de visibilidad se encuentran en las longitudes de onda visible (señalada por un arco iris) en las ondas de radio con longitudes de onda entre 1 mm. y 10 m. El Very Large Telescope de ESO opera en las regiones visible e infrarroja, y ALMA opera en la región (sub)milimétrica, donde la opacidad depende en gran medida de la altitud y de la humedad del emplazamiento geográfico. Observaciones en longitudes de onda en las que la atmósfera es opaca y se necesitan telescopios espaciales (zona superior de la imagen). Haga clic sobre la imagen para ampliarla
Imagen cortesía de ESA / Hubble / F Granato

 

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Institution

ESO

Author(s)

Claudia Mignone estudió astronomía en la Universidad de Bolonia (Italia), y después se trasladó a Alemania para completar su dotorado en cosmología en una Universidad de Heidelberg. Su investigación se ha centrado en los métodos de conocer las propiedades de la expansión del universo. Claudia disfruta escribiendo sobre ciencia y sociedad, y explicando ciencia a la gente que no está demasiado familiarizada con el tema. Por estos motivos, Claudia se interesó por el mundo de la comunicación científica, primero como becaria de comunicación en el Observatorio Austral Europeo (ESO) y ahora como escritora científica en la Agencia Espacial Europea (ESA).

Douglas Pierce-Price es el responsable de la información pública sobre ALMA y APEX en la sede de ESO en Alemania. Antes de trabajar para ESO, obtuvo su doctorado en el grupo de astrofísica de la Joint Astronomy Centre de Hawaii (EE.UU.)


Review

A menudo el profesorado hace mención de los telescopios ópticos en las clases de física, pero no es tan común referirse a telescopios que hacen uso de otros tipos de radiación. Este artículo puede ser interesante para obtener información sobre un proyecto actual de construcción de un radiotelescopio.

El profesorado puede encontrar este artículo especialmente útil para tratar el poder de resolución de un instrumento óptico. Algunas preguntas de comprensión aplicables podrían ser «¿Por qué es necesario esparcir las antenas por una gran superficie de terreno?» y «¿Por qué no se puede usar un único instrumento?”


Paul Xuereb, Malta




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