El nuevo radiotelescopio del pico Veleta
El aparato es capaz de funcionar en longitudes de onda de un mil¨ªmetro y puede ver objetos celestes con una resoluci¨®n tres veces mayor que cualquier otro del mundo
Tras conversaciones exploratorias iniciales, representantes cient¨ªficos de Alemania y Francia comenzaron a trabajar en 1974 en un proyecto en com¨²n para la construcci¨®n, con fines astron¨®micos, de radiotelescopios que se pudieran utilizar en la recepci¨®n de ondas de longitud milim¨¦trica. Dos a?os m¨¢s tarde, estos representantes pidieron a sus respectivos Gobiernos que se construyeran dos nuevos observatorios. Uno, con un radiotelescopio de 30 metros de di¨¢metro, en el pico Veleta (Granada), y otro, con un grupo de tres aparatos, de 15 metros de di¨¢metro cada uno, en el Plateau de Bure (cerca de Grenoble). 10 a?os despu¨¦s, el del pico Veleta ya est¨¢ construido.
Un convenio bilateral entre la Rep¨²blica Federal de Alemania y Espa?a, en 1980, estableci¨® el marco para una colaboraci¨®n cient¨ªfica y t¨¦cnica en radioastronom¨ªa entre estos dos pa¨ªses alrededor del entonces proyectado, y hoy construido radiotelescopio del pico Veleta. De hecho, el acuerdo establece una cooperaci¨®n formal de car¨¢cter cient¨ªfico y t¨¦cnico entre el Institut de Radibastronomie Millim¨¨trique (IRAM) y el Instituto Geogr¨¢fico Nacional (IGN). IRAM es el instituto creado en Grenoble por otro acuerdo entre la Max Planck Gesellschaft de Alemania y el Centre Nationale de R¨¦ch¨¦rche Scientifique de Francia para administrar la operaci¨®n de los dos nuevos observatorios y para canalizar los esfuerzos radioastron¨®micos de estos pa¨ªses con el radiotelescopio del pico Veleta y con el, todav¨ªa en construcci¨®n, grupo de radiotelescopios cerca de Grenoble. Los t¨¦rminos de los acuerdos garantizan el 10% del tiempo efectivo de observaci¨®n en ambos observatorios a astr¨®nomos espa?oles. Aunque un 10%. pueda parecer poco en comparaci¨®n con el 45% que corresponde tanto a Alemania como a Francia, este porcentaje es enorme cuando se tiene en cuenta la capacidad observacional de los astr¨®nomos espa?oles. A este respecto, la situaci¨®n no es muy distinta de la de otros observatorios internacionales en nuestro suelo. Por otra parte, esta situaci¨®n ofrece una oportunidad extraordinaria para levantar el nivel de la radioastronom¨ªa espa?ola a un est¨¢ndar respetable en un ¨¢rea de investigaci¨®n de vanguardia.
El radiotelescopio del pico Velta es un instrumento ¨²nico en el mundo. Es el mayor del, mundo capaz de funcionar a longitudes de onda tan cortas como un mil¨ªmetro. Esta longitud de onda establece la frontera entre lo que los astr¨®nomos llaman el infrarrojo lejano y las microondas. Su emplaza miento a casi 3.000 metros de altitud en el pico Veleta permite que se puedan hacer observaciones astron¨®micas minimizando el deterioro en su calidad debido al contenido de vapor de agua de la atm¨®sfera. Los radiotelescopios, al contrario que los telescopios ¨®pticos, funcionan en lo que se cono ce como el l¨ªmite de difracci¨®n. Es decir, la resoluci¨®n espacial, o capacidad de ver detalle en objetos astron¨®micos, aumenta proporcionalmente al di¨¢metro del telescopio, medido ¨¦ste en n¨²mero de longitudes de onda de observaci¨®n.
Longitudes de onda muy cortas
De este modo, a la longitud de onda de observaci¨®n de un mil¨ªmetro el radiotelescopio del pico Veleta puede ver objetos celestes con una resoluci¨®n tres veces mayor que ning¨²n Otro radiotelescopio del mundo. Esto quiere decir que el estudio de los objetos en los que los detalles morfol¨®gicos juegan un papel importante en su interpretaci¨®n avanzar¨¢ enormemente. Por otro lado, como la sensibilidad de un radiotelescopio a la detecci¨®n de la radiaci¨®n incidente aumenta proporcionalmente con el cuadrado del di¨¢metro del radiotelescopio, se podr¨¢ detectar a longitudes de onda muy cortas muchos objetos celestes que radian d¨¦bilmente, y de este modo ser¨¢ posible encontrar nuevos objetos astron¨®micos o nuevos fen¨®menos naturales en ¨¦l universo.
Los astr¨®nomos han encontrado recientemente que las estrellas no nacen simplemente como consecuencia de un colapso gravitacional, con fragmentaci¨®n, de las nubes moleculares protoestelares, como se pensaba previamente, sino que adem¨¢s, durante este proceso, se produce una eyecci¨®n altamente colimada de materia en forma de jets. Aunque se han encontrado jets en el visible, la existencia de estos jets se manifiesta de la manera m¨¢s clara en la detecci¨®n de nubes de mon¨®xido de carbono (CO) cuya emisi¨®n a una longitud de onda de tres mil¨ªmetros en zonas espacialmente bien separadas aparece a menudo corrida -debido al efecto Doppler- al rojo y al azul con respecto a la emisi¨®n en el centro de la nube. Esto indica, por tanto, un movimiento de estas zonas en direcciones opuestas. Estas velocidades llegan a superar a menudo los 200.000 kil¨®metros por hora. Se conoce hoy d¨ªa alrededor de 50 de estas nubes protoestelares, pero no se ha podido estudiar todav¨ªa la estructura espacial detallada de las eyecciones mencionadas por falta de un radiotelescopio grande y de extraordinaria calidad. Es m¨¢s, el radiotelescopio del pico Veleta ser¨¢ el primero, y el ¨²nico, q'ue en los a?os pr¨®ximos nueda estudiar en detalle estas eyecciones o flujos moleculares en m¨¢s de una transici¨®n radiactiva de las mol¨¦culas de CO y CS (sulfuro de carbono), permiti¨¦ndonos, por tanto, entender los detalles de las distribuciones de temperatura y densidad de estas nubes. Ya que la colimaci¨®n de materia fluyendo a altas velocidades es un fen¨®meno habitual -y no bien'entendido- en astrof¨ªsica, un estudio detallado de la geometr¨ªa y de las condiciones f¨ªsicas de estos flujos moleculares puede ayudar a entender problemas similares en otras ¨¢reas astron¨®micas de investigaci¨®n.
El estudio de las nubes moleculares, principalmente de CO, en otras galaxias puede tener un im,pacto profundo en nuestra comprensi¨®n de la evoluci¨®n gal¨¢ctica, ya que las nubes moleculares son los lugares de formaci¨®n de estrellas, y la luminosidad y evoluci¨®n qu¨ªmica de las galaxias est¨¢ estrechamente conectada a la rapidez de formaci¨®n de estrellas masivas. Asimismo, el estudio de la radiaci¨®n t¨¦rmica del polvo -part¨ªculas de grafitos y silicatos, principalmente- de las capas circurnestelares durante la fase de crecimiento de la protoestrella es, un term¨®metro importante para medir las condiciones en la materia protoestelar. Y, naturalmente, estudios de seguimiento de muchos objetos celestes, fuertes emisores de rayos infrarrejos que fueron encontrados recientemente por el Infrared Astronomical Satellite (v¨¦ase nuestro art¨ªculo en EL PAIS del 18 de marzo de 1984, p¨¢gina 31) contribuir¨¢n ciertamente a un cap¨ªtulo importante en el
El nuevo radiotelescopio del pico Veleta
quehacer del nuevo radiotelescopio.Como sucede a menudo, los avances t¨¦cnicos de los ¨²ltimos a?os han abierto nuevas posibilidades y usos para este instrumento de calidad suprema. Uno de estos usos es "mm-VLBI. VLBI es una t¨¦cnica interferom¨¦trica utilizada para obtener im¨¢genes de radiofuentes compactas con extremadamente alta resoluci¨®n comparando partes de un mismo frente de onda que se reciben en radiotelescopios independientes (a menudo separados por m¨¢s de 8.000 kil¨®metros). VLBI a longitudes de onda centim¨¦tricas (cmVLBI) ha sido utilizada durante m¨¢s de tres lustros, obteni¨¦ndose resultados astron¨®micos y geod¨¦sicos espectaculares. Tras investigaciones pioneras llevadas a cabo en California en los dos ¨²ltimos a?os, esta t¨¦cnica se puede utilizar ahora a longitudes de onda mil?m¨¦tricas, y en esta nueva fase de la investigaci¨®n radio astron¨®mica el tama?o, la calidad de la superficie y el emplazamiento del radiotelescopio van a ser cruciales. Observaciones interferom¨¦tricas que alg¨²n d¨ªa no remoto se har¨¢n entre el pico Veleta y Nobeyama (Jap¨®n) -donde se ha construido otro radiotelescopio de alta calidad- prometen proporcionarnos informaci¨®n esencial sobre regiones muy cercanas a los supuestos objetos supermasivos (quiz¨¢ agujeros negros) que proporcionan la incre¨ªble energ¨ªa y luminosidad de los n¨²cleos gal¨¢cticos activos y de los quasars que tanto fascinan hoy a astrof¨ªsicos y a buena parte del p¨²blico.
Precisi¨®n absoluta
?C¨®mo debe construirse t¨¦cnicamente un radiotelescopio para que sea capaz de ofrecer a los astr¨®nomos nuevas v¨ªas de investigaci¨®n? Describiremos brevemente los aspectos t¨¦cnicos m¨¢s sobresalientes del radiotelescopio del pico Veleta. Como ya mencionamos, el radiotelescopio, con superficie de forma paraboloidal, est¨¢ situado a casi 3.000 metros de altitud. El di¨¢metro del paraboloide es de 30 metros, con una desviaci¨®n media est¨¢ndar respecto de un paraboloide perfecto de menos de 0,1 mil¨ªmetros; el radiotelescopio entero est¨¢ cubierto por cuatro cent¨ªmetros de material aislante que permite mantener toda la estructura a la misma temperatura -para evitar deformaciones-, con variaciones t¨¦rmicas m¨¢ximas entre sus partes de menos de un grado cent¨ªgrado.
La precisi¨®n absoluta de punter¨ªa del telescopio, incluso con vientos de hasta 50 kil¨®metros por hora, es aproximadamente de un segundo de arco, es decir, el ¨¢ngulo con el que se ver¨ªa una de las porter¨ªas del estadio de San Mam¨¦s, en Bilbao, desde el pico Veleta.
Desde el punto de vista espa?ol, es afortunado que nuestros cielos claros y nuestras monta?as relativamente altas hayan atra¨ªdo un proyecto excelente como ¨¦ste, proporcionando a los astr¨®nomos espa?oles -como usuarios del observatorio- la posibilidad de hacer investigaci¨®n de calidad a reducido coste, y dando empleo adem¨¢s a otros 15 espa?oles en el proyecto.
Sin embargo, est¨¢ claro que se derivar¨ªan muchas mas ventajas tecnol¨®gicas de una colaboraci¨®n activa para construir, por ejemplo, receptores astron¨®micos y otros elementos de hardware que habr¨¢n de construirse para futuras y cada vez m¨¢s sensibles observaciones astron¨®micas.
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