Exploración del Espacio

Cuando Newton murió legando a la ciencia una guía fundamental y la experiencia obtenida a través de sus ecuaciones, el futuro de la astronomía parecía recto y simple. Para completar los detalles del plan cósmico, los observadores celestes sólo tendrían que despejar las incógnitas de las ecuaciones de Newton. Tallarían lentes más grandes para sus telescopios y crearían sextantes más finos. Con estos elementos determinarían todas las masas y movimientos del sistema solar, para continuar luego con el estudio de estrellas aún más remotas. Armados con tales instrumentos, durante más de dos siglos los astrónomos jóvenes esperaron triunfar haciendo una "medición de los cielos para descubrir el plan de su estructura general." Por fortuna para la astronomía, las ambiciones de los observadores y su sed de soluciones rápidas se vieron frustradas por la luz.

A Newton no le gustaron los telescopios refractores que hubieron en ese momento, los reflectores, asique hizo otro: el reflector. En un telescopio de reflexión, el colector principal de luz no es un lente, sino un espejo curvo. En nuestros días, la superficie del espejo se cubre con una fina capa de metal para que la luz de las estrellas no penetre en el cristal, sino que se refleje instantáneamente así no hay posibilidad de que se produzca la aberración cromática y todas las ondas luminosas reflejadas en el espejo cambian de dirección por igual, debido a su curvatura. La curvatura necesaria para enfocar los rayos paralelos de una estrella es la parabólica, como la forma de los faros de un auto, en los cuales se invierte el proceso: en lugar de absorber luz, tiran rayos que se extienden.

Como en el espejo parabólico colocado en el extremo inferior del telescopio newtoniano rebotaría la luz de la estrella, había que hacer algo para interceptarla antes de que escapara . Newton se valió de un pequeño espejo oblicuo, cerca del foco, que canaliza la luz hacia el astrónomo a través de un orificio. Cualquiera pensaría que colocando el segundo espejo directamente en la trayectoria del rayo de luz de la estrella se oscurecería la imagen con sombras o distorsión, pero no es así; sólo se consigue disminuir la luz de la estrella. En los telescopios modernos de reflexión, el astrónomo mismo, con sus placas fotográficas y todo su equipo, a menudo se coloca en el rayo de luz, interponiéndose entre la estrella y el espejo donde la ve reflejada. De no ponerse el astrónomo en el rayo de luz o reflejar la imagen hacia los lados del tubo, se puede desviar la imagen hacia abajo, a través de un agujero del espejo parabólico. La mayoría de los telescopios tienen por lo menos dos de estos medios de sacar la imagen del tubo, para que el astrónomo pueda destacar las partes que está estudiando. Los espejos parabólicos no fueron la unica solución a la aberración cromática de la luz. A mediados del siglo XVIII, especialistas en óptica idearon combinaciones de lentes para telescopios de refracción diseñados de un modo especial para contrarrestar el efecto del prisma, al menos para las longitudes de onda a las que es más sensible el ojo humano. Gracias a esta labor, en la astronomía actual el ojo humano ha sido sustituido grandemente por la fotografía , con todo tipo de películas, placas y filtros que registran la luz que existe fuera del campo visual normal y eliminan la aberración que se produce hasta en los lentes más ingeniosamente corregidos. No obstante este problema, los telescopios de refracción son todavía útiles en trabajos tan importantes como el medir las distancias de las estrellas. También se usan para la exploración en general. Por otra parte, muchos astrónomos dicen que nadie ha sentido todavía la emoción de observar las estrellas hasta que ha mirado los cielos con uno de los clásicos refractores gigantes.

Algunos de los usos de la luz son relativamente simples y fáciles de entender. Por ejemplo, el único modo directo de averiguar qué tan lejana está la luz de las estrellas en el cielo es recurrir a una triquiñuela de geometría conocida como paralaje. La paralaje es una medida de la distancia que parece recorrer un cuerpo en relación con los objetos que están detrás de él. Cualquiera puede juzgar la paralaje de un objeto cercano, como una vela sobre una mesa en relación con la pared, mirándola con un ojo primero y luego, con el otro En la misma forma, dos astrónomos que estén en sus observatorios a miles de kilómetros de distancia, pueden determinar la paralaje de un planeta viéndolo contra las estrellas en el mismo momento de la misma noche. De esta manera se ha medido la paralaje de algunas de las 6.000 estrellas más cercanas viéndolas durante estaciones opuestas del año, cuando la mitad de una revolución de la Tierra alrededor del Sol da una línea de observaciones de 300.000.000 de km. de longitud.

Con el tiempo los astrónomos serán capaces de determinar las paralajes de estrellas más distantes, o aun de galaxias remotas, guiándose por la revolución propia del Sol alrededor del eje de la Vía Láctea. Pero como el Sol tarda unos 125 millones de años en recorrer la mitad de dicha trayectoria, pasará mucho tiempo antes de que puedan obtenerse resultados. Entretanto, se ha aprendido a medir distancias más allá del alcance de la paralaje mediante otros métodos que dependen, a su vez, de otras peculiaridades de la luz estelar. El fulgor de las estrellas dentro del alcance paraláctico ha revelado que algunas de ellas pertenecen a una clase definida y fácil de reconocer porque tienen un brillo real y constante. Cuando otras estrellas de la misma naturaleza están más allá del alcance paraláctico, los astrónomos pueden calcular su distancia por la disminución del brillo. En unión de los cálculos teóricos acerca de cómo arden las estrellas y qué las hace brillar, este método ha servido para medir distancias de millones de años luz.

Para clasificar estrellas de un modo que permitiera juzgarlas por sus distancias -y calcular sus movimientos y masas—fue preciso entender ciertas aparentes excentricidades de la luz que Newton jamás imaginó.

Hoy todo esto forma parte de la teoría atómica. Todo elemento—o clase de átomo—puede emitir y absorber energía únicamente de la longitud de onda específica determinada por su estructura atómica. En el espectro de una substancia incandescente, las líneas brillantes son producidas por átomos que emiten energía a su correcta longitud de onda. En el espectro del Sol, las líneas obscuras son producidas por la acción de elementos de la atmósfera solar que absorben radiación en su debida longitud de onda. A mediados del siglo XIX, cuando se desconocía esta explicación, las líneas de absorción y emisión del espectro produjeron una investigación intensa, coronada finalmente por el descubrimiento de la naturaleza de la luz.

LA comprensión de que la luz visible forma una pequeña fracción del espectro total fue lo que dio una concepción más clara de la luz. Arriba de los azules visibles del espectro hay ondas ultravioleta invisibles y rayos X, rayos gamma de un billonésimo de pulgada e incluso rayos de longitud más corta que todavía no conoce el hombre. Abajo de los rojos visibles están los infrarrojos invisibles, microondas y ondas de radio de miles de kilómetros. El descubrimiento de que todas estas ondas forman parte de un solo espectro electromagnético se debió a varios hombres, principalmente al inglés Miguel Faraday (1791-1867), quien hizo los trabajos experimentales, y al escocés James Clerk Maxwell (1831-1879), quien formuló las ecuaciones del fenómeno y lo hizo tan claro como Newton había hecho claros la mecánica y los movimientos de los planetas.

Gracias a Faraday y Maxwell—y a la teoría atómica que sus observaciones gestaron—la astronomía desarrolló un nueva clase de ciencia, la astrofísica. "Hay algunas cosas, decía el filósofo francés Augusto Comte (1798-1857), a cerca de l as cuales la raza humana debe permanecer en la ignorancia ; por ejemplo, la constitución química de los cuerpos celestes.

Los espectroscopios que descomponían la luz de las estrellas fueron pronto comunes en todos los grandes observatorios. En los modelos originales la descomposición se hacía con prismas; en los posteriores, con rendijas difractoras. De uno u otro modo, la radiación blanca del cosmos podía trocarse en arco iris cuyas líneas espectrales revelaban la existencia de átomos vibrantes a miles de millones de kilómetros. A través de los años se comprobó que las líneas del espectro contenían un maravilloso cúmulo de datos: velocidad de una estrella qlle se acerca o se aleja del sistema solar, rapidez de su rotación, temperatura de s u s up erficie , inte nsidad de s u campo magnético , y has ta la cantidad de gas que fiota en el espacio entre la estrella y la Tierra.

Aunque la tecnología está librando a los observadores celestes de las conjeturas y el cansancio de las exploraciones visuales, aún queda otra revolución que apenas acaba de empezar: la del examen de los cielos en algunas de las otras longitudes de onda de radiación fuera de la angosta banda del espectro de la luz visible. El primer explorador que se aventuró en este mar ignoto fue Carlos Jansky, perito de los laboratorios Bell, al fin de la década de 1920. Todo lo que tenía al principio para guiarse era un ruido de estática inexplicable en conexiones radiotelefónicas. Su tarea práctica sería descubrir de dónde venía la estática a fin de que la compañía de teléfonos pudiera contrarrestarla. Como Jansky era algo más que una persona práctica, cuando empezó a ver que era difícil encontrar el origen de la estática, construyó una antena de radio sin precedentes de 18 m. de longitud, y la montó sobre cuatro ruedas en una pista circular de ladrillo. El aparato parecía un remedo del aeroplano de los hermanos Wright, sin la cubierta de tela de seda de las alas. Girando cuidadosamente tan estrafalario artefacto y reuniendo un cúmulo de datos gráficos de las señales de radio recibidas pudo dividir la estática de una importante frecuencia de onda corta en tres categorías: sonidos producidos por descargas eléctricas de truenos cercanos, ruidos de descargas eléctricas de truenos lejanos y el continuo "cuchicheo" del espacio sideral. Publicó el resultado de sus esfuerzos en 1932.

Hoy la radioastronomía se ha desenvuelto tanto que constituye un compañero ideal de la astronomía visual clásica. Por todo el mundo se han levantado antenas hacia las estrellas para escuchar los suspiros y murmullos que componen la verdadera sinfonía sideral de los cuerpos celestes. Como pasatiempo, los radioastrónomos ocasionalmente conectan hocinas a sus antenas y amplificadores a fin de oír las transmisiones cósmicas como ondas sonoras. Dicen, cuando hacen esto, que la Vía Láctea silba incesantemente, el Sol suspira a ratos y el planeta Júpiter revela su presencia con profundos gruñidos lúgubres (que suenan como los truenos del antiguo dios romano del rayo. Los radioastrónomos, en realidad, sólo "escuchan" al Universo a través de gráficos de intensidad de señales trazados por sus instrumentos monitores mientras las antenas barren el cielo).

Para captar con precision el espacio, los radioastrónomos han tenido que perfeccionar su equipo hasta un extremo fantástico. Obviamente la parte mayor de un radiotelescopio es siempre la antena, o artefacto colector de energía. Las dos clases principales de antena son la de disco y el dipolo. La primera es un espejo parabólico profundo y grande, de lámina metálica o tejido de alambre, que atrapa la energía de radio y la concentra en una antena pequeña situada en el foco, del mismo modo en que el espejo parabólico de un telescopio de reflexión concentra la luz en el lente ocular. En contraste, la antena dipolo es un bosque de muchas antenas iguales, pero separadas, que reúnen energía y canalizan todas las débiles señales hacia un receptor común. La antena de disco tiene la ventaja sobre antenas de tipo distinto de que se puede sintonizar fácilmente para recibir primero una longitud de onda y luego otra. Por otra parte, los dipolos, desnudos, pueden recibir solamente en una angosta banda de longitudes de onda, determinada por la extensión de sus varillas metálicas Los dipolos son fáciles de construir, y cientos o hasta miles de ellos, espaciados en rejillas o cruces sobre algunas hectáreas de terreno, pueden captar toda la energía de una longitud de onda. Cuando se usan dipolos, generalmente se hacen las antenas básicas con bobinas o parrillas de alambre que les dan mayor sensibilidad y se conocen en la jerga de la radio como parásitas. En algunos telescopios, los dipolos pueden girar e inclinarse al mismo tiempo para apuntar a más de una dirección; en otros están fijos en el suelo y solamente pueden "ver" en la dirección en que la Tierra los apunta durante su movimiento de rotación y traslación. Esto no es una limitación grave del radiotelescopio, pues en el curso de un año cualquier punto de la Tierra tiene encima de él una porción muy considerable del cielo, y como ni la luz diurna ni los nublados suelen ser obstáculos serios para la recepción, los dipolos fijos pueden ser útiles para hacer reconocimientos. A su vez, las antenas de disco móvil indican la dirección exacta—o casi exacta—de una fuente de radio. También pueden usarse como aparatos de radar para determinar la distancia precisa de los cuerpos celestes. Se envían al espacio las ondas de radio de un transmisor al que alimenta un dispositivo suspendido encima del disco; cuando las ondas chocan con algo, se reflejan a la Tierra. Los radiotelescopios empleados de esta manera son un medio importante de rastrear los restos de las naves espaciales.

Los mayores inconvenientes de la antena de disco son el costo y lo difícil de su construcción. La más grande construida hasta hoy es la de 100 m. de Effelsberg, cerca de Bonn, Alemania Occidental, la cual gira y se mece de arriba abajo sobre un estribo que la mantiene apuntada en forma exacta. Un poco menor es la de 7S m. de Jodrell Bank, Inglaterra. En los EE.UU. hay una antena parcialmente móvil de 90 m. en Green Bank, Virginia Occidental. Pero el radiotelescopio mayor del mundo es, con mucho, el disco fijo que se terminó de construir en 1963 en Arecibo, Puerto Rico. Situado en una depresión del terreno, lo componen unas ocho hectáreas de paneles de aluminio perforado. El poderoso telescopio puede cartografiar parte del cielo de radio en varias longitudes de onda, y con precisión y profundidad.

Asi como a los telescopios ópticos los afectan las luces y el humo, así también a los radiotelescopios los asedian la interferencia y el ruido. En conferencias internacionales los radioastrónomos han persuadido a las naciones para que regulen las ondas etéreas a fin de que las transmisiones comerciales queden fuera de las principales frecuencias astronómicas. Pese a ello, el cielo sigue estando ruidoso y la sinfonía de las esferas celestiales es ahogada por el ruido artificial. Para eliminar las señales indeseables, los radioastrónomos canalizan las señales de sus antenas hacia poderosos amplificadores, que a su vez, alimentan computadoras las cuales separan los ruidos del espacio de los ruidos humanos.

El mayor de los problemas de los radioastrónomos es determinar la dirección de lo que "oyen". Las ondas de radio son de 1000 a 100 millones de veces más largas que las de la luz visible. Por eso las áreas receptoras de los radiotelescopios deben ser proporcionalmente grandes a fin de que se pueda saber la dirección en que vienen. Para diferenciar tan agudamente como lo hace el telescopio Hale con dos estrellas cercanas, los radiotelescopios necesitarían un disco mayor que la Luna. Con todo, los astrónomos han hallado formas de lograr una exactitud pasadera.

Si dos radiotelescopios observan al mismo tiempo una fuente de radio y las dos señales se

combinan en un receptor, sucede que alternativamente se refuerzan y se debilitan recíprocamente, errando lo que se llama pauta de interferencia. Como la intensidad de la pauta es mayor cuando ambos instrumentos apuntan precisamente a la misma fuente, se obtiene una precisión direccional mucho mayor que con un solo receptor. Juntos obran como si fueran el plato de un radio tan amplio como la distancia que los separa. A esta técnica se le da el nombre de interferometría. Sin embargo, no se percibió el poderío cabal del interferómetro como instrumento hasta que los astrónomos concibieron la Interferometría de Línea-Base-Muy-Larga. En un experimento sincronizaron radiotelescopios situados en Maryland, California, Australia y la URSS, registraron las señales en cinta y las correlacionaron con una computadora; lograron el poder de resolución de un telescopio del tamaño de la Tierra, con capacidad para percibir un cabello humano a 160 km. de distancia o la pisada de un astronauta Apolo en la Luna.

Las ingeniosas técnicas de la radioastronomía han revelado muchas cosas que no ven los telescopios ópticos: oscuras nubes de gas interestelar y galaxias tan distantes que quizá nunca se hubieran descubierto de no haber sido por la radio. Y aun estos nuevos horizontes que está abriendo la radioastronomía parecen estrechos. Son apenas una de las muchas porciones invisibles del espectro electromagnético. Las ondas de radio, como las de luz de la astronomía clásica, llegan a la superficie de la Tierra porque nuestra atmósfera es trasparente a sus longitudes de onda. Pero el Universo refulge con docenas de otras longitudes, para la mayoría de las cuales, la atmósfera es una barrera opaca. Para cartografiar el Universo según estas "luces", se están enviando nuevos tipos de telescopios y detectores arriba de la atmósfera. Instrumentos de medición muy sensibles situados a bordo de cohetes han hallado rayos X procedentes del Sol y de objetos misteriosos situados más allá del sistema solar. El Observatorio Astronómico Orbitador, que pesó unos 1800 kg. descubrió nubes de hidrógeno alrededor de cometas; los Observatorios Solares Orbitadores han aumentado nuestro saber sobre las manchas solares. Entresacar las muchas luces celestes y unirlas en todo su brillante significado será tarea que facilitarán los satélites no tripulados, como el muy venturoso Skylab que los Estados Unidos lanzaron en 1973. Pero, Sin duda, los pasos más grandes en este sendero, se darán desde la Luna; ahí la falta de atmósfera así como la ausencia de transmisiones inalámbricas y de sonidos de estática procedentes de la Tierra proveerán condiciones ideales tanto para los telescopios ópticos como para los radiotelescopios.