alcolea1994radiotelescopios

Este artculo apareci publicado en el Anuario Astronmico del

Observatorio de Madrid para el ao 1994. Su apariencia puede haber

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RADIOTELESCOPIOS PARA EL FIN DEL DECENIO

Javier Alcolea Jimnez

Centro Astronmico de Yebes

Instituto Geogrfico Nacional

La Radioastronoma es una ciencia relativamente joven; tradicional-

mente se considera que comenz en 1932, cuando Karl Guthe Jansky de-

scubri accidentalmente que nuestra Galaxia es una intensa fuente de ra-

dioondas. Esto hace que sea una ciencia todava muy dinmica y en con-

stante evolucin, lo que se ve acentuado por los rpidos avances que se

producen en las tecnologas de las telecomunicaciones, de la informtica

y de los nuevos materiales, ciencias fundamentales en el desarrollo de los

radiotelescopios y otros equipos necesarios para el anlisis de las radioob-

servaciones. Por esto, escribir un breve artculo divulgativo sobre toda la

Nueva Generacin de Radiotelescopios no es una tarea fcil. No, desde

luego no hubiera resultado sencillo describir en unas pocas pginas las car-

actersticas fundamentales de la plyade de radiotelescopios que acaban de

entrar en funcionamiento, se encuentran en construccin, en fase de dis-

eo o de simple mera especulacin (esperando fuentes de financiacin),

listos para ser instalados aqu en la Tierra, ser puestos en rbita o incluso

emplazados en la Luna. Por ello aqu nos ceiremos a aquellos radiotele-

scopios que ahora mismo se encuentran en construccin o en una fase muy

avanzada de su diseo. Se trata de media docena de instrumentos que por

uno u otro motivo constituirn, en gran medida, las herramientas punteras

de la Radioastronoma del futuro ms inmediato. Conforme se describen

las caractersticas ms sobresalientes de cada telescopio, el lector se dar

cuenta de los problemas con los que actualmente se enfrenta la Radioas-

tronoma y cmo se han solucionado en cada caso. Tambin se enumerarn

las principales reas de investigacin a que ser dedicado cada instrumen-

to, lo que dar al lector una visin de algunos de los temas que centrarn

la atencin de los radioastrnomos en un futuro no muy lejano. Vayamos a

ello.

El nuevo GBT o el ave fnix

A las 9:43 de la tarde (hora local) del 15 de noviembre de 1988, el ra-

diotelescopio de 300 pies de dimetro (unos 90 metros) de Green Bank

218 RADIOTELESCOPIOS. . .

(Virginia Occidental, EE.UU.) se vino abajo despus de ms de 25 aos

al servicio de la Radioastronoma; de uno de los mayores radiotelescopios

del mundo tan solo quedaba un amasijo de hierrajos. Por fortuna no se

produjeron desgracias personales. Al da siguiente, el senador por el es-

tado de Virginia Occidental R.C. Byrd declaraba que este suceso, aunque

desgraciado, representaba una magnfica oportunidad para reemplazar ese

instrumento por otro que pudiese ser til hasta bien entrado el siglo XXI.

El seor Byrd y el tambin senador por Virginia Occidental Rockefeller

no estaban dispuestos a que su estado perdiese un puesto privilegiado en

la Radioastronoma norteamericana y, en una reunin celebrada el 28 de

aquel mismo mes, pedan que para comienzos del siguiente ao estuviese

lista una propuesta para la construccin de un nuevo radiotelescopio en

Green Bank. Cuatro das ms tarde, mientras los restos del 300 pies to-

dava seguan asentndose, radioastrnomos estadounidenses se reunan

en el mismo Green Bank para discutir dicha propuesta; en junio del ao

siguiente estaba finalmente lista. El telescopio que desvel la naturaleza de

los plsares haba pasado a formar parte de la breve Historia de la Radioas-

tronoma pero su relevo ya estaba en camino1.

Aunque nacido como sucesor del 300 pies, naturalmente las caracters-

ticas del nuevo (radio)telescopio de Green Bank (abreviado GBT) son muy

superiores a las de aqul. No slo por los avances tecnolgicos habidos

en los ltimos 30 aos, sino tambin por el muy diferente papel a desem-

pear por ambos instrumentos. Mientras que el 300 pies fue un proyecto

relativamente barato y de rpida ejecucin, el GBT nace con el propsito

de convertirse en una de las herramientas punteras de la Radioastronoma.

Aunque esto era un punto de comn acuerdo entre los radioastrnomos

consultados, ya en la reunin celebrada en Green Bank qued claro que

no todo el mundo quera construir el mismo tipo de telescopio. Fundamen-

talmente las discrepancias se centraban en su tamao y las frecuencias a

las que deba trabajar, aspectos estos muy ntimamente ligados. Parte de la

comunidad radioastronmica estadounidense abogaba por la construccin

de una antena nica con un dimetro de unos 150 metros, capaz de operar

a frecuencias de hasta 22.000 MHz (una longitud de onda de 1,3 cm); otros

por el contrario apoyaban el proyecto de una antena ms pequea, de un-

os 70 metros, pero capaz de trabajar a frecuencias de hasta 118.000 MHz

(2,5 mm). Finalmente se adopt una solucin de compromiso: la construc-

cin de una antena de unos 100 metros con capacidad para trabajar hasta

1El 300 pies detect por primera vez el plsar de la nebulosa del Cangrejo, lo que en su

da supuso la confirmacin de que ese tipo de objetos no son mas que estrellas de neutrones

en rotacin.

. . . EN CONSTRUCCION 219

los 50.000 MHz, si bien no se descarta la posibilidad de que en un futuro

alcance los 118.000 MHz, aunque sea con una baja eficiencia.

Otro de los temas a debate fue la localizacin del nuevo telescopio.A bajas frecuencias (menores o del orden de 1.000 MHz) uno de losprincipales problemas con que se enfrenta la Radioastronoma son lasinterferencias de origen artificial. En este aspecto Green Bank constituyeun emplazamiento muy valioso. El observatorio se encuentra relativamenteprotegido frente a estas emisiones no deseadas, gracias a que en el reaque lo rodea (la National Radio Quiet Zone) la instalacin de dispositivoscapaces de producir interferencias se encuentra sujeta al visto bueno delobservatorio. De no haberse construido el GBT, el desplome del 300 pieshubiera hecho que Green Bank perdiese su importancia como observatorioradioastronmico, con lo que el mantenimiento de la Radio Quiet Zonehubiese sido de difcil justificacin, por lo que sta hubiera desaparecido abuen seguro. Por el contrario, a frecuencias altas (mayores de 80.000 MHz)Green Bank no es precisamente un lugar de observacin idneo. A estasfrecuencias los fenmenos de interferencia no existen (por el momento)y lo que se tiene en cuenta a la hora de elegir el emplazamiento de untelescopio es la transparencia de la atmsfera. sta viene determinada porla altura de la capa de aire y por la cantidad de vapor agua. Es por estoque para el emplazamiento de telescopios de alta frecuencia se escogensitios elevados y con un clima muy fro y seco. La baja altitud de GreenBank (830 m) hace que observaciones por encima de los 50.000 MHzresulten impracticables excepto en invierno, cuando la extremada sequedaddel clima permite trabajar incluso a 118.000 MHz durante al menos unosmeses al ao. Comprensiblemente, los mismos astrnomos que apoyaban laconstruccin de una antena para bajas frecuencias apoyaban a su vez GreenBank para su emplazamiento, mientras que los partidarios de una antenams pequea favorecan su instalacin en un lugar ms seco y elevado.Finalmente se escogi como emplazamiento Green Bank.

El tercer gran punto de controversia fue el diseo de la propia ante-na. Normalmente las grandes antenas completamente orientables tienen undiseo parecido al que se muestra en la figura 1. La radiacin incidente esrecogida por un reflector primario (i) en forma de paraboloide de revolu-cin (de aqu el nombre popular de parablica con que se conoce estetipo de antenas) y es reflejada hacia un reflector secundario o subreflector(ii). ste, cuya forma es la de un hiperboloide de revolucin, refleja nueva-mente la radiacin y la concentra en un punto (iii) que es donde se sitanlos dispositivos encargados de detectar dicha radiacin: los receptores. Unode los inconvenientes de este diseo es que el subreflector y las patas que


lo soportan producen una sombra en el reflector principal, lo que no slohace que la superficie colectora sea menor sino que adems provoca que

el radiotelescopio sea ms vulnerable a las interferencias. Un diseo alter-

nativo (figura 2) consiste en utilizar como reflector primario no el vrtice

de un paraboloide sino uno de los lados. De esta forma el subreflector no

ensombrece al reflector primario, con lo que se gana en rea colectora

y en apantallamiento frente a las interferencias. En principio este segun-

do diseo es mejor, si bien posee otros inconvenientes, fundamentalmente

que resulta un 25% ms caro que una antena de similar tamao de diseo

tradicional y que la mayor antena de este tipo que hasta la fecha se haba

construido era de 11,5 m; el salto hasta una antena de 100 m pareca un

poco arriesgado. (Para antenas de diseo tradicional se tiene mucha ms

experiencia.) Esto hizo que en principio se descartase la construccin de

una antena como la de la figura 2, aunque finalmente este es el modelo que

se ha adoptado.

Una consecuencia de este diseo vanguardista es que para que el rea

colectora sea un crculo de 100 m de dimetro, la superficie del reflector

debe tener un tamao de unos 100110 m, por lo que esta antena se

convertir en la mayor del mundo completamente orientable, sobrepasando

a la de 100 m de dimetro de Effelsberg (cerca de Bonn, en Alemania). Para

hacerse una idea de lo que esto representa baste decir que esas dimensiones

son comparables a las del terreno de juego de un campo de ftbol (ahora

tmese esta superficie, mntese sobre unas patas y hgasela girar de arriba a

abajo y sobre s misma). Esta superficie est formada por unos 2000 paneles

metlicos, soportados por una estructura tubular, que deben situarse en su

posicin precisa (para que la superficie del reflector sea el paraboloide

deseado) con unos errores mucho menores que la longitud de onda a la que

se desea trabajar. Para frecuencias menores de 15.000 MHz, esto requiere

que la precisin en la colocacin de los paneles sea de 1,25 mm y se ha

diseado la antena para que cumpla este requerimiento. Es muy difcil que

esa precisin pueda ser mejorada de una forma esttica, por lo que para

trabajar a frecuencias mayores se han de compensar las deformaciones que

la estructura que soporta los paneles sufra mediante la recolocacin de

stos. Esto se llevar a cabo mediante un sistema de lseres que medirn

en todo momento la forma del reflector, que ser corregida mediante la

recolocacin automtica de los paneles. Para ello cada panel va provisto

de una serie de motores, controlados por ordenador, que permiten variar

su posicin respecto de la estructura que los soporta (un sistema similar

pues al que se emplea en la ptica adaptativa). Se espera que mediante

este mtodo se alcance la precisin de 0,45 mm necesaria para trabajar a


45.000 MHz.

Otra caracterstica notable de este instrumento es la magnfica dotacin

de receptores (hasta un total de 19) de que dispondr, que cubrirn de unmodo continuo la banda de frecuencias que va desde los 290 MHz (1 m)hasta los 52.000 MHz (5,7 mm). Si bien slo se podr utilizar un receptor

al tiempo, se prev que se pueda cambiar de uno a otro en cuestin de

unos pocos minutos, lo que permitir la observacin casi simultnea de un

mismo objeto en un rango de longitudes de onda de ms de dos rdenes de

magnitud (ms de un factor 100).

Los campos de la Radioastronoma que se beneficiarn de la entrada en

funcionamiento del GBT (prevista para el ao 1995) son muchos y vari-

ados. Su gran superficie colectora, la excelente calidad de los receptores

con que va a estar provisto y el buen apantallamiento frente a radiaciones

parsitas (interferencias) que proporciona el diseo adoptado harn que

puedan llevarse a cabo observaciones de objetos mucho ms debiles y/o

mucho ms lejanos. En particular se detectarn numerosos nuevos plsares,

lo que permitir, a parte de un mejor conocimiento de estos objetos, inves-

tigar la posible existencia de una radiacin gravitatoria de fondo csmico

producida en el Big Bang. Tambin permitir el descubrimiento de galaxi-

as mucho ms lejanas y por tanto ms jvenes, lo que los informar acerca

de las primeras etapas de la evolucin de estos objetos. Este telescopio

tambin tendr una gran importancia para el estudio de los protocmulos

de galaxias, lo que permitir investigar los mecanismos de formacin de

los cmulos de galaxias. Tambin se prevn aportaciones fundamentales

en el estudio de la radiacin de fondo csmico de microondas y en la esti-

macin de la velocidad de expansin del Universo (medida de la constante

de Hubble mediante el efecto Sunyaev-Zeldovich). La investigacin de la

estructura de la Galaxia mediante la observacin de hidrgeno atmico,

as como de su campo magntico mediante la deteccin del efecto Zee-

man, tambin se vern favorecidas por la entrada en funcionamiento del

GBT. Finalmente, se espera que este instrumento potencie sobremanera la

espectroscopa a longitudes de onda milimtricas y centimtricas, lo que

de seguro dar lugar al descubrimiento en el espacio de numerosos nuevos

compuestos qumicos.


Figura 1: Esquema tpico de una antena completamente orientable de

diseo tradicional. La radiacin incidente es recogida por el reflector

primario (i), reflejada hacia el subreflector (ii) y concentrada en la

localizacin de los receptores (iii). En este tipo de antenas parte de la

radiacin incidente es interceptada por el subreflector y las patas que

lo soportan, lo que disminuye su eficiencia. Al mismo tiempo esto

hace que sea ms vulnerable a las interferencias.


Figura 2: Esquema adoptado para el diseo del GBT. En este tipo

de antenas (que no poseen un eje de simetra) el subreflector (ii)

no intercepta la radiacin que incide sobre el reflector principal (i),

a cuyo lado se disponen los receptores (iii). Este diseo da como

resultado antenas ms eficientes y ms resistentes a las interferencias.

Por contra, el tamao del reflector debe ser algo mayor que el de la

superficie de apertura.


EL GMRT: el gigante hind

Uno de los parmetros que caracterizan un radiotelescopio es su poder

de resolucin, es decir, la separacin mnima que debe haber entre dos ob-

jetos para que dicha separacin pueda apreciarse mediante el instrumento

en cuestin. Para radiotelescopios de una nica antena (como el GBT), el

poder de resolucin es mayor cuanto mayor es el dimetro de la antena y

menor la longitud de onda a la que se trabaje. Ahora bien, ya hemos co-

mentado que para que un radiotelescopio pueda trabajar a una determinada

longitud de onda la precisin en la forma de la superficie de su reflector

debe ser mucho mejor que dicha longitud de onda. Tecnolgicamente esto

impone unos lmites al poder de resolucin de este tipo de instrumentos,

pues resulta imposible construir antenas de gran tamao que puedan tra-

bajar a longitudes de onda muy pequeas. En la actualidad este lmite se

traduce en una resolucin mxima entorno a los 1015.

Una manera de solventar este problema consiste en combinar las seales

captadas por diferentes antenas al igual que se combinan en una antena ni-

ca las seales captadas por las distintas zonas de su reflector; a esta tcnica

observacional se la denomina interferometra. En este tipo de instrumen-

tos, tambin conocidos como interfermetros, la resolucin no est deter-

minada por el tamao de las antenas de que estn compuestos sino por su

separacin, habindose alcanzado ya resoluciones de hasta centenares de

microsegundos de arco (0,0001). El inters que tiene el observar objetos

con mayor y mayor detalle hace que en la actualidad se estn desarrollando

nuevos instrumentos de este tipo.

Uno de estos nuevos interfermetros es el Giant Meterwave Radio

Telescope (abreviado GMRT) que se est construyendo en la India, a unos

100 km al este de Bombay. Este instrumento estar formado por 30 antenas

de 45 metros de dimetro, distribuidas sobre una regin de unos 15 km de

radio. La superficie colectora total del interfermetro es de ms de 47.000

m2, equivalente a la de una antena de 245 m de dimetro, mientras que

su poder de resolucin ser comparable al que tendra una antena de unos

25 km. Las antenas son completamente orientables, lo que dada la latitud

de su emplazamiento permitir la observacin de un 90% del cielo. La

superficie colectora es la segunda mayor del mundo, tan solo por debajo

de la del radiotelescopio de Arecibo (Puerto Rico), cuya antena tiene un

dimetro de 300 m. No obstante la antena de Arecibo no es mvil, siempre

apunta cerca cenit (se erige directamente sobre el suelo aprovechando

una concavidad natural del terreno), por lo que slo puede observar una

regin del cielo bastante limitada. Es por esto por lo que, para numerosos


objetos, el GMRT constituir la mayor superficie colectora disponible para

su observacin.

La caracterstica ms novedosa de este radiotelescopio tal vez sea la

propia estructura de las antenas. Dado que el rango de frecuencias al que

va a trabajar este instrumento va de los 38 a los 1.420 MHz (longitudes

de onda de 7 m a 20 cm), basta que la superficie de las antenas presente

errores de nicamente 1 cm. As mismo no es necesario que el reflector

est constituido por lminas de metal, una malla suficientemente tupida

bastar. De esta forma el reflector resulta mucho ms ligero y ofrece mucha

menos resistencia al viento, lo que permite que pueda estar soportado

por una estructura tambin mucho ms ligera. Todo esto redunda en un

menor coste del instrumento (o si se prefiere, en un mayor nmero de

antenas por el mismo precio). En el GMRT el reflector est constituido

por una malla metlica con una separacin entre hilos de 1 a 2 cm. En

comparacin con una superficie continua, esto supondr nicamente una

prdida de eficiencia de un 5% en el peor de los casos (a las frecuencias

ms altas). Esta malla metlica est soportada por un armazn constituido

por 16 brazos radiales, un anillo exterior y un anillo interior, unidos entre

s por una serie de cables. Estos cables, a los cuales va fijada la malla,

se tensan convenientemente de forma que dicha malla adopte la forma de

un paraboloide de revolucin. Mediante este ingenioso2 sistema se puede

conseguir una superficie reflectora con una precisin de 8 mm. Con este

diseo, el peso del reflector y de la estructura que lo soporta es de tan

solo 34 toneladas, frente a las 250 toneladas que pueden llegar a pesar

esos mismos elementos en una antena tradicional de nicamente 25 m de

dimetro. As mismo, la fuerza que el viento ejerce sobre el reflector es

comparable a la que sufre una antena de superficie continua de tan solo

22 m de dimetro. Debemos hacer notar que esta solucin puede adoparse

gracias tambin a que nunca nieva en la parte de la India en que se est

construyendo este interfermetro. De lo contrario podra darse el caso de

que el peso de la nieve depositada sobre el reflector hiciese colapsar la

ligera estructura que lo soporta.

Otra de las ventajas del emplazamiento escogido es la relativa ausencia

de interferencias. Como ya hemos comentado, a las bajas frecuencias a las

que este instrumento va a trabajar debe tenerse especial cuidado con este

tipo de seales parsitas. Este problema es mucho menos importante en la

India que en paises ms desarrollados como los EE.UU. A pesar de todo,

2Los artfices de este concepto lo han denominado SMART, acrnimo de Streched Mesh

Attached to Rope Trusses (Malla tensada fijada a un armazn de cables), que en ingls

significa precisamente ingenioso.


se tiene la intencin de medir constantemente las posibles interferencias,

mediante un receptor construido especialmente para ese fin, para as poder

descartar las observaciones que se hayan visto severamente afectadas por

esas emisiones indeseadas.

Si bien un interfermetro proporciona sin duda un poder de resolucin

mucho mayor que el de una antena nica, presenta por el contrario el in-

conveniente de que es mucho menos sensible a estructuras muy extensas:

es decir, se pueden realizar mapas muy detallados pero de regiones no muy

grandes. En la prctica esto se traduce en la existencia de un tamao tpico

para las fuentes que se pueden estudiar adecuadamente para una cierta sep-

aracin entre las antenas. Esta limitacin puede eliminarse mediante el uso

de antenas mviles, que as pueden ser transportadas para ser dispuestas en

configuraciones ms o menos extendidas. De esta forma, utilizando con-

figuraciones ms o menos compactas, se pueden estudiar respectivamente

objectos ms o menos extensos. En el caso del GMRT esto no puede lle-

varse a cabo, debido a que las antenas son demasiado voluminosas como

para poder ser transportadas, por lo que la disposicin de las antenas va a

ser fija. La solucin que se ha adoptado ha sido el despliege las antenas en

una disposicin mixta que permita a la vez la observacin con alta y baja

resolucin. Doce de las antenas adoptarn una configuracin relativamente

compacta, repartindose de un modo ms o menos al azar sobre una regin

de aproximadamente 1 km de dimetro. El resto se han situado uniforme-

mente a lo largo de tres brazos, simtricamente dispuestos alrededor de la

estructura compacta. La separacin mxima de las antenas es de 25 km.

El poder de resolucin del interfermetro ir por tanto de 28 minutos de

arco (configuracin compacta a frecuencias bajas) a 2 segundos de arco

(configuracin extendida a altas frecuencias).

En cuanto a las lneas de investigacin que se piensan desarrollar

con este instrumento, destacan la observacin de la lnea de 21 cm del

hidrgeno neutro en protogalaxias y protocmulos de galaxias, y la bsque-

da de plsares de corto periodo. De hecho, algunas de las caractersticas

del GMRT han sido concebidas pensando en estos dos proyectos, aunque

no son los nicos campos que se beneficiarn de las aportaciones de este

instrumento. As, mencionar tambin que su alta resolucin espacial per-

mitir el estudio de numerosos fenmenos que tienen lugar el nuestro Sis-

tema Solar, como las emisiones radio descubiertas en Saturno por el Voy-

ager o las regiones de actividad solar. Adems de plsares, cuyo estudio

aporta una valiossima informacin acerca de la estructura del medio in-

terestelar, se pretende observar otro tipo de radioestrellas, como las estrel-

las variables eruptivas (UV Ceti, variables cataclsmicas, estrellas binarias


emisoras de rayos X, etc.). As mismo, destacar las importantes contribu-

ciones que sin duda se llevarn a cabo en Radioastronoma extragalctica,

mediante el estudio y cartografa de radiogalaxias y cusares con muy alta

resolucin espacial. Finalmente, si la abundancia relativa del deuterio re-

specto al hidrgeno en el medio interestelar es similar a la que se ha encon-

trado en estrellas cercanas, la lnea correspondiente a la transicin hiperfi-

na del deuterio (327 MHz, la anloga a la lnea de 21 cm del hidrgeno)

debe ser detectable con el GMRT. Esta deteccin sera muy importante,

pues al haberse producido el deuterio en los primeros minutos del Uni-

verso, la determinacin de su abundancia representa una pieza clave para

el entendimiento de la evolucin del Cosmos instantes despus de su for-

macin. Como puede verse, algunas de estas lneas de investigacin son

compartidas tambin por el GBT. En estos campos el GMRT goza de la

doble ventaja de ofrecer una mayor superficie colectora y una mejor res-

olucin espacial. De otro lado, el GBT tiene la posibilidad de observar un

rango de frecuencias ms amplio y no tiene limitado el tamao mximo de

los objetos que con l se pueden estudiar. En cierto modo se trata de dos

instrumentos complementarios.

El SMA: captando pequeas ondas en la gran isla

Situada en Hawaii, la mayor de las islas que forman el archipilago de

ese mismo nombre, la cima del ahora extinto volcn Mauna Kea alcanza

una altura sobre el nivel del mar de ms de 4200 m. Al contrario de

la imagen que el lector probablemente tendr de Hawaii, el paisaje de

Mauna Kea es desolador, casi marciano, si se tiene en cuenta el tono

rojizo del terreno. Hasta all no llega el rumor de las olas ni el bullicio

de los turistas en busca de lugares paradisacos. Por el contrario, su gran

altitud y su clima seco y fro hacen de este lugar un emplazamiento idneo

para la realizacin de observaciones a longitudes de onda submilimtricas

(menores de un milmetro), pticas e infrarrojas. Mauna Kea es en suma

uno de esos lugares, como Izaa y el Roque de los Muchachos en las islas

Canarias o La Silla en Chile, que se han convertido en modernas torres de

Babel. Lugares en los que se apian telescopios de todo tipo y por los que

pululan astrnomos jurando y perjurando en lenguas diversas frente a las

inclemencias del tiempo, el mal funcionamiento de los instrumentos o la

psima calidad de la comida (lo que prueba que es imposible hacer las cosas

a gusto de todos). Mauna Kea es tambin el sitio elegido por el Smithsonian

Astrophysical Observatory (SAO) de los EE.UU. para la instalacin de

su futuro interfermetro submilimtrico (SubMillimeter Array, abreviado


SMA).

Como ya se ha comentado con anterioridad, a frecuencias superiores a

los 40.000 MHz (longitudes de onda menores que 7 mm), la atmsfera de

la Tierra deja de ser completamente transparente a las ondas radio. Esto es

debido, fundamentalmente, a la presencia de molculas de oxgeno y de

agua, que absorben la radiacin proveniente del espacio exterior en unos

determinados rangos de frecuencias. Esta opacidad de la atmsfera empe-

ora conforme aumentamos la frecuencia de observacin, de forma que a

longitudes de onda submilimtricas slo existen ciertos intervalos de fre-

cuencias en los que se pueden realizar observaciones radioastronmicas

desde lugares muy secos y elevados. Dichos rangos de frecuencias, que se

conocen tambin como las ventanas submilimtricas, se sitan funda-

mentalmente entorno a los 345.000 (0,85 mm), 400.000, 490.000, 670.000

y 850.000 MHz (0,35 mm). Por encima de 1.000.000 MHz, la atmsfera

se vuelve completamente opaca hasta llegar a las ventanas infrarrojas y

ptica (ver la figura 3).

El SMA, proyecto iniciado en 1983 y que se espera est acabado en

1996, ser un interfermetro capaz de trabajar en cuatro de las ventanas

submilimtricas antes citadas (todas a excepcin de la de 400.000 MHz)

y en la ventana milimtrica de los 230.000 MHz (1,3 mm), aprovechando

las excelentes condiciones de observacin que ofrece Mauna Kea. Estar

constituido por un total de 6 antenas de 6 m de dimetro separadas entre

s hasta un mximo de unos 500 m, lo cual permitir alcanzar una mxima

resolucin espacial de 0,1.

Estas antenas, son de diseo tradicional, es decir similar al que se mues-

tra en la figura 1. La superficie del subreflector estar realizada en aluminio

o fibra de carbono, soportada por una estructura tubular tambin de fibra de

carbono; el subreflector y las patas sobre las que se apoya van a ser de este

mismo material. La incorporacin de la fibra de carbono a la construccin

de radiotelescopios est constituyendo una autntica revolucin tecnolgi-

ca. Sus caractersticas hacen de l un material idneo para la construccin

de superficies reflectoras de gran precisin; en particular su bajo coeficiente

de dilatacin hace que sufra muchas menos deformaciones de origen tr-

mico (debidas a dilataciones y contracciones) producidas por cambios de

temperatura. Por supuesto, esto resulta vital para un radiotelescopio sub-

milimtrico que debe trabajar a 0,35 mm (lo que require que la precisin

del reflector sea del orden de 0,005 mm) a pesar de las duras condiciones

medioambientales que deber soportar: temperaturas mmimas de hasta

25C bajo cero y mximas de hasta 30C sobre cero, vientos de hasta 200

km/h y capas de hielo de hasta 7 cm de espesor.


Figura 3: Transmisividad de la atmsfera (porcentaje de radiacin

que la atraviesa) para una cantidad de vapor agua precipitable de

1 mm. En esta figura nicamente se ha tenido en cuenta la absorcin

debida a las molculas de oxgeno y agua; otras molculas como el

ozono, dixido de azufre, etc., tambin contribuyen a la opacidad

de la atmsfera pero en mucha menor medida. Puede verse como la

transparencia de la atmsfera disminuye al aumentar la frecuencia.

Se ha sealado la localizacin de las ventanas submilimtricas.


Estas antenas son mviles, lo que permite que sean dispuestas en con-

figuraciones distintas, con lo que el interfermetro podr llevar a cabo el

estudio de objetos con diferentes tamaos caractersticos. Se han proyec-

tado cuatro diferentes configuraciones, que corresponden a una separacin

mxima entre las antenas de 32, 80, 200 y 500 m aproximadamente. Es-

tas configuraciones se han diseado de forma que estn optimizadas para

trabajar no slo con seis antenas sino tambin con doce, en el caso even-

tual que este interfermetro duplicara su nmero de elementos. Se tienen

por tanto 64 posibles emplazamientos para las antenas, cada uno de los

cuales tiene que estar convenientemente equipado (anclajes, toma de cor-

riente, entrada y salida de seales para el control de la antena y receptores,

salida de la seal captada, etc.). El desplazamiento de las antenas se llevar

a cabo mediante la utilizacin de una especie tractor, diseado especial-

mente para este fin, que se encargar de remolcar las antenas (una a una).

Este tractor se mueve sobre ruedas convencionales de neumticos, lo cual

permite que el transporte de las antenas se efecte por caminos no asfalta-

dos. (En en la mayora de los interfermetros el transporte de las antenas se

efecta sobre carriles de hierro, el relativo pequeo tamao de los elemen-

tos de este instrumento hace que esto no sea necesario, con el consiguiente

abaratamiento del proyecto.)

El primer gran reto con que se enfrenta este instrumento es la propia

construccin de los receptores necesarios. La tecnologa empleada en la

construccin de receptores a frecuencias por debajo de los 400.000 MHz

est hoy en da bastante desarrollada, lo que garantiza la construccin

en serie de receptores con una sensibiliadad aceptable. Por el contrario,

a frecuencias mayores no existe tanta experiencia, situacin que es tanto

peor cuanto mayor es la frecuencia de trabajo. Por ello, se piensa instalar

en una primera fase nicamente receptores a 230.000 y 345.000 MHz;

con posterioridad, conforme el desarrollo tecnolgico lo vaya permitiendo,

se irn instalando receptores capaces de operar a mayores frecuencias.

Las antenas se han diseado de forma que puedan albergar hasta un total

de ocho receptores distintos, si bien en principio slo se piensa instalar

seis (en la banda de 345.000 MHz se quiere instalar dos receptores con

polarizaciones distintas). Los receptores se dispondrn en una especie de

tambor de forma que, mediante la rotacin de los espejos que dirigen la

radiacin captada por el paraboloide hasta la sala de receptores, se pueda

seleccionar un receptor u otro. Este sistema de espejos se encarga adems

de dividir la radiacin incidente en dos haces que pueden ser encaminados

a dos receptores distintos. Como veremos, la posibilidad de poder llevar

a cabo observaciones en dos receptores simultneamente, en particular a


alta y baja frecuencia, es de vital importancia a la hora de la realizacin de

mapas con mxima resolucin (0,1)

El otro reto al que se va a enfrentar este instrumento ser alcanzar la

mxima resolucin angular posible (0,1). El mtodo por el que se generan

mapas de un objeto mediante su observacin por un interfermetro supone

que la radiacin incidente es una onda plana. Esto es as si el objeto

observado est muy lejos del telescopio y si no existen inhomogeneidades

en el medio que la radiacin debe recorrer hasta ser detectada por el

interfermetro. Desgraciadamente esto ltimo no es as, fundamentalmente

por las irregularidades que presenta la propia atmsfera. En Astronoma

ptica estas inhomogeneidades dan origen al conocido centelleo, que se

debe mayormente a fluctuaciones de tipo trmico; en Radioastronoma

milimtrica y submilimtrica, por el contrario, el correspondiente centelleo

se debe a las inhomogeneidades en el contenido de vapor de agua. En

ambos casos el resultado final es el mismo: una resolucin espacial ms

pobre (o lo que es lo mismo, mapas de peor calidad). A longitudes de

onda submilimtricas este efecto es tan importante que no puede en modo

alguno despreciarse, a pesar de las excelentes condiciones de observacin

que reune Mauna Kea. Afortunadamente existen mtodos para estimar

y corregir los errores debidos a esas inhomogeneidades. Aunque estos

procedimientos son mucho ms fcilmente aplicables a bajas frecuencias

(230.000 MHz), una vez conocidos sus efectos para un receptor pueden

calcularse los que tienen en otro, de aqu la importancia de poder realizar

observaciones simultneas con dos receptores a la vez (en particular a baja

y alta frecuencia). En todo caso se ha estimado que al menos en un 15%

del tiempo se tendrn condiciones que permitan alcanzar resoluciones del

orden de 0,5 incluso si no se pueden determinar los errores debidos a las

inhomogeneidades de la atmsfera. Si por el contrario se pueden corregir

de algn modo esos errores, esa resolucin podr aumentarse hasta los 0,1.

A fin de obtener el mximo rendimiento de este instrumento, y debido

por otra parte a que nicamente una pequea fraccin del tiempo va a

poder ser dedicada a la realizacin de observaciones a alta frecuencia y/o

con gran resolucin espacial, la consecucin de los diversos proyectos de

investigacin se llevar a cabo de un modo flexible. As, la mayor parte

del tiempo el instrumento se dedicar a la realizacin de proyectos que no

requieran observaciones a alta frequencia y/o con alta resolucin espacial,

pasando a llevarse a cabo este tipo de observaciones tan pronto como las

condiciones climatolgicas lo permitan. Debido a la corta duracin de es-

tos periodos de tiempo excelente (y a su impredecibilidad: la experiencia

dice que con frecuencia se dan inmediatamente despus de las peores tor-


mentas), para que puedan ser aprovechados al mximo el interfermetro

se ha diseado de forma que pueda cambiarse de configuracin y de fre-

cuencia de observacin sin perder mucho tiempo; es decir, se ha diseado

el instrumento para que sea extremadamente gil. Esta flexibilidad del pro-

grama de observacin, unida al hecho habitual en interferometra de que

se tarda bastante tiempo (varios mese) en la consecucin de un determi-

nado proyecto, hace que sea inecesaria la presencia del observador al pie

del telescopio (no puede decidir que hacer a continuacin en funcin de

los resultados que se van obteniendo). En Mauna Kea slo estar presente

el personal tcnico y cientfico encargado de mantener en operatividad el

instrumento. Esto representa sin duda una gran ventaja para el astrnomo,

pues Hawaii est muy lejos de casi cualquier otro sitio y los viajes hasta

all adems de caros acaban resultando muy molestos. (Claro que, desde

otro punto de vista, esto bien puede resultar un inconveniente; en caso de

mal tiempo se acab el consuelo de, por lo menos, poder disfrutar de unas

horas en las magnficas playas hawaiianas.) Por todo ello se piensa dotar al

instrumento de un completo control remoto, a fin de que el astrnomo pue-

da comprobar la marcha de las observaciones y que el personal del SAO

no desplazado a Hawaii (la sede del SAO se encuentra cerca de Boston, en

la costa atlntica de los EE.UU., a ms de 7.000 km de distancia de Mauna

Kea) pueda controlar en todo momento la totalidad del instrumento (cam-

biar de frecuencia, orientar las antenas hacia una posicin determinada,

cambiar el objeto observado, etc.).

Finalmente, como en los anteriores casos, los campos de la Astronoma

que van a verse fuertemente afectados por la entrada en funcionamiento

de este nuevo y potente telescopio son numerosos. La importancia de este

instrumento viene dada fundamentalmente por las altas frecuencias a las

que va a trabajar, un campo tadava no muy bien explotado y que por

lo tanto an puede deparar grandes sorpresas, y por su alta resolucin

angular, lo que permitir el estudio de objetos pequeos y/o lejanos o de

objetos extensos con mucho detalle. (Debe tenerse en cuenta que en el

ptico, debido al fenmeno del centelleo, desde la Tierra slo se alcanzan

resoluciones de ese orden si se utilizan tcnicas especiales como la ptica

adaptativa.) Comenzando por los objetos ms cercanos, podemos destacar

las contribuciones que sin duda se llevarn a cabo al mejor conocimento

de las atmsferas de los planetas. En este campo es de vital importancia

la realizacin de mapas con relativa rapidez, debido al corto periodo de

rotacin de los planetas mayores (del orden de 10 horas), lo cual ser

posible gracias a la alta sensibilidad del instrumento. De esta forma se

podrn llevar a cabo verdaderos estudios de la meteorologa de los diversos


planetas. Tambin se podrn estudiar las atmsferas de satlites como Titn

o Io, as como cometas y asteroides.

En nuestra propia galaxia destacan los estudios que acerca de las re-

giones de formacin estelar podrn llegar a realizarse. Por ejemplo, es bien

conocido que los objetos relativamente jvenes suelen presentar intensas

eyecciones de material. Estas eyecciones son fundamentalmente bipolares,

es decir, se producen mayormente en dos direcciones diametralmente op-

uestas (a lo largo de un eje de simetra). Para explicar la bipolaridad de

estas eyecciones se ha propuesto la existencia de estructuras, con forma

de disco o de rosquilla, que canalizaran la prdida de materia a lo largo

de un eje. Se calcula que el tamao de esas estructuras debe ser de varias

unidades astronmicas, por lo que se necesitan resoluciones mejores que

un segundo de arco para que puedan ser detectadas a distancias de hasta

1 kpc.

Alejndonos un poco ms de nuestro entorno entramos en el campo de

los estudios extragalcticos. Aqu, la alta resolucin de este instrumento

permitir observar con muchsimo ms detalle estos lejanos objetos. As se

podr estudiar la estructura espiral de galaxias, tanto mediante su emisin

molecular debida a las nubes moleculares, como mediante la emisin en el

continuo debida a los granos de polvo relativamente calientes que rodean a

las estrellas ms jvenes. De otro lado, para galaxias con un corrimiento al

rojo z=12, la emisin de CII (carbono atmico ionizado) cae a longitudes

de onda submilimtricas y por lo tanto podra ser observada con el SMA.

Esta emisin es de particular importancia, pues se cree que representa hasta

un 50% de la emisin total de las galaxias en el infrarrojo y por lo tanto

debe ser muy intensa, lo que permitir el estudio de galaxias muy lejanas.

EL MMA: un interfermetro para el siglo que viene

Si el SMA encontr sitio donde emplazarse en la ya bastante abarro-

tada cima del Mauna Kea, ste no ser el caso del nuevo interfermetro

milimtrico (MMA) que el NRAO estadounidense est proyectando y que

(de realizarse) constituir una de las herramientas ms potentes de la Ra-

dioastronoma en el inicio del prximo siglo. La gran extensin de terreno

sobre la que se situaran sus elementos, un crculo de 3 km de dimetro, im-

posibilita que pueda ser emplazado en Mauna Kea. Este proyecto todava

se encuentra en fase de estudio, no habindose decidido an si va a ser

realizado o no. La fase de estudio preliminar se encuentra prcticamente

acabada, por lo que la decisin final va a ser tomada en un futuro prximo.

Si se sigue adelante con el proyecto, ste comenzar con un plan de desar-


rollo que se espera finalice hacia 1996, fecha a partir de la cual comenzara

la construccin del interfermetro propiamente dicha. Se tratara pues de

un instrumento para el siglo XXI.

Este interfermetro constara de un total de 40 antenas con un dimetro

de 8 m, lo cual supone una superficie colectora equivalente a la de una

sola antena de unos 50 m de dimetro. Estas antenas se podran disponer

en cinco configuraciones distintas; desde la ms compacta posible (sin

que las antenas colisionen unas con otras) hasta la ms extendida, en la

que se situaran lo largo de una circunferencia de 1,5 km de radio. Esto

permitir que se alcance, a la frecuencia de trabajo ms alta (340.000

MHz), una resolucin de 0,07, mejor que la del Hubble Space Telescope.

De otra parte, el elevado nmero de antenas planeado hara posible que se

obtuviesen mapas en muy poco tiempo, casi de un modo instantneo.

Este telescopio se construira para la realizacin de radioobservaciones

(interferomtricas) a longitudes de onda milimtricas, ms concretamente

desde los 30.000 MHz hasta los 350.000 MHz. Este rango viene determina-

do por dos hechos. En primer lugar, a frecuencias ms altas ya hemos visto

las dificultades que existen hoy en da para la construccin de receptores y

las condiciones climatolgicas tan extraordinarias que se requieren para la

realizacin de observaciones submilimtricas. Por otra parte, a frecuencias

ms bajas ya existe el VLA, interfermetro compuesto por 27 antenas de

25 m de dimetro para el que est previsto en un futuro prximo incluso

su funcionamiento a frecuencias entorno a los 45.000 MHz. El campo de

trabajo del MMA sera por tanto el comprendido entre los del VLA y del

SMA.

A pesar de que no se prev que este instrumento trabaje a frecuencias

mayores de los 350.000 MHz, su emplazamiento exige desde luego la

eleccin de un lugar seco y relativamente alto. Hasta la fecha no se ha

tomado una decisin final sobre cul sera el lugar ms conveniente. Se

barajan tres posibles lugares, todos ellos situados en el sur de los EE.UU.:

los montes Magdalena en Nuevo Mjico, Springerville y Alpine, estos

dos ltimos en Arizona. Todos ellos estn situados bastante cerca del

emplazamiento del VLA, en lugares por encima de los 3.000 m de altitud,

si bien cada uno tiene sus pequeas ventajas e inconvenientes. Springerville

es el emplazamiento ms amplio y por tanto el que menos problemas

plantea a la hora de disponer las antenas en su configuracin ms extendida.

Se trata de una meseta de 1010 km2 que se utiliza fundamentalmente para

que paste el ganado aunque tambin es un sitio frecuentado por campistas

en verano. Alpine no presenta problemas de espacio para configuraciones

de 3 km, si bien resulta imposible extender an ms la distancia entre las


antenas. El lugar en los montes Magadalena no permite disponer las antenas

a lo largo de una circunferencia sino que deberan situare a lo largo de

brazos ms o menos irregulares, aunque esto tampoco es muy grave; s

permitira en cambio una hipottica extensin del interfermetro hacia las

llanuras de San Agustn (donde se encuentra emplazado el VLA). Este

lugar es una reserva para la investigacin atmosfrica (sobre todo acerca

de las tormentas) y astronmica. Finalmente, puntos fundamentales a la

hora de escoger un emplazamiento u otro sern la calidad de la atmsfera y

el impacto medioambiental que originara la construccin del instrumento.

Estos estudios estn a punto de finalizar por lo que se espera que se tome

una decisin definitiva hacia finales de 1993.

En cuanto a las caractersticas de las antenas y las configuraciones,

todava no estn completamente definidas. Lo que s est claro es que

las antenas deben requerir el menor mantenimiento posible debido a su

gran nmero. La precisin de la superficie debe ser de al menos unas

25 micras, de forma que puedan llevarse a cabo observaciones en la ventana

de los 350.000 MHz. Los efectos de la temperatura sobre las antenas

(debidos a las dilataciones y contracciones) se estn estudiando mediante

simulaciones por ordenador. Para esto hace falta conocer las diferencias de

temperatura que se darn entre los distintos puntos de la antena, lo cual es

muy difcil de predecir. Para estudiar mejor este problema se ha previsto

la instalacin de sensores (termmetros) que midan la distribucin de

temperaturas en antenas similares ya existentes. Para el desplazamiento de

las antenas se necesitarn, al menos, tres aparatos tractores, a fin de que los

cambios de configuracin puedan llevarse a cabo en un tiempo razonable

(uno o dos das). El transporte de las antenas se efectuar sobre carriles o

sobre carretera dependiendo del sitio elegido y su orografa (los sitios ms

agrestes necesitarn la construccin de vas de ferrocarril para garantizar

un desplazamiento seguro de las antenas). Adems, el mecanismo tractor

debe poseer una alta maniobrabilidad, a fin de que puedan disponerse las

antenas en una configuracin muy compacta.

Como ya comentamos, uno de los problemas de un interfermetro suele

ser la prdida de informacin acerca de las estructuras muy extensas. Esto

se soluciona en parte mediante la disposicin del instrumento en config-

uraciones con extensiones distintas. Sin embargo, esto presenta una lim-

itacin, pues no se pueden juntar las antenas tanto que stas colisionen

entre s, lo que hace que normalmente se tengan que utilizar datos de otros

instrumentos (de antena nica) para recuperar la informacin debida a las

estructuras a gran escala. Para solventar este problema el MMA se va a con-

struir de forma que cada una de las antenas tambin pueda trabajar como


antena nica. Esto permitir la realizacin de mapas de menor resolucin

(la correspondiente a una antena de 8 m) muy rpidamente, puesto que se

podran observar 40 puntos distintos a la vez (haciendo que cada antena

apunte a un sitio diferente). Esta versatilidad de operacin hace que inclu-

so se contemple la posibilidad de que en caso de que no sean necesarias

todas las antenas para observar un objeto (porque ste sea suficientemente

intenso), parte de ellas podran dedicarse a la observacin de otros objetos

del mismo proyecto o incluso de proyectos distintos, lo que dara a este

instrumento una capacidad de observacin realmente muy importante. Por

supuesto, todo esto requiere un sistema de control de telescopio mltiple

(40) y un complejo programa de observacin.

Finalmente, tambin se necesita realizar un considerable esfuerzo en

la confeccin de los programas de anlisis que permiten transformar los

datos brutos (tal y como se captan en las antenas) en los mapas definitivos

del objeto que se est estudiando. La velocidad a la que este intrumento

suministrara datos es tal que, en algunos casos, la informacin necesaria

para la confeccin de los mapas estara lista en un par de horas. Por esto es

de vital importancia que los programas de analsis de datos sean rpidos y

los ms automticos posible. Esto permitira al astrnomo modificar su plan

de observacin en funcin de los resultados que se fueran obteniendo. Este

sistema de trabajo es el habitual en los telescopios de antena nica, en los

que la transformacin de los datos es sencilla y se efecta con rapidez. Por

el contrario, actualmente esto no puede llevarse a cabo en interfermetros

pues la velocidad de toma de datos no lo permite. Este gran esfuerzo de

programacin, que ya ha sido iniciado, constituye un proyecto que ser

llevado a cabo con independencia de la construccin del MMA o no. En

este proyecto colaboran, adems del NRAO, otras instituciones interesadas

en disponer de tal conjunto de programas (porque disponen de algn tipo de

interfermetro o son frecuentes usuarios de estos aparatos). En el fondo se

trata de revisar profundamente los programas ahora existentes y adaptarlos

para que saquen el mayor rendimiento posible de las ltimos avances en el

campo de la informtica (ordenadores cada vez ms veloces, inteligencia

artificial, etc.).

Para finalizar, y sin nimo de ser repetitivo aunque pueda parecerlo, los

campos de inters astrofsico en los que la entrada en funcionamiento de

este instrumento supondra una autntica revolucin son muy diversos. Por

un lado debe destacarse la gran sensibilidad de que se dispondra dada la

enorme superficie colectora total proyectada. De otra parte, su alto poder de

resolucin unido a su capacidad para trabajar como 40 antenas individuales

hacen de l un intrumento ideal para la realizacin de cartografas a media,


alta y muy alta resolucin. Por enumerar algunos de los puntos que sin duda

centrarn la antencin de los futuros usuarios de este instrumento citare-

mos la determinacin de la velocidad de expansin del Universo mediante

la combinacin de medidas del efecto Sunyaev-Zeldovich y de la emisin

de rayos X de galaxias. Estudio de la formacin y origen de las galaxias:

protogalaxias. Observaciones de alta resolucin de cusares y galaxias con

ncleos activos. Estudio de la formacin estelar en galaxias externas. Es-

tudio de diversos tipos de estrellas: novas, Wolf-Rayets, binarias, estrellas

evolucionadas. Investigacin de la corona, filamentos, zonas de actividad

y manchas solares. Formacin estelar, existencia de discos alrededor de

estrellas jvenes, estructura de las regiones de formacin estelar. Qumica

interestelar. Y un largo etctera.

AST/RO y COBRA: la Antrtida, una nueva frontera en Radioas-

tronoma

La descripcin de los anteriores instrumentos habr permitido al lector

darse cuenta de la importancia que tiene la ptima eleccin del emplaza-

miento de un radiotelescopio y el factor condicionante que, a longitudes de

onda milimtricas y submilimtricas, representa la calidad de la atmsfera.

Ya hemos visto como esto ha hecho que se escojan sitios como Mauna Kea

para construccin de este tipo de aparatos, a pesar de que estos lugares

presentan sin embargo algunos inconvenientes, como su difcil acceso, su

aislamiento y las duras condiciones de trabajo. Por ahora (y hasta que se

llegue a la instalacin de instrumentos fuera de la atmsfera terrestre que

requieran la presencia de personal para su funcionamiento) el lugar ms

remoto, de ms difcil acceso y en el que las condiciones trabajo resultan

ms duras en el que se han construido radiotelescopios (y telescopios en

general) es sin duda la Antrtida.

Por qu instalar un radiotelescopio en la Antrtida ? Fundamental-

mente por las excelentes (en trminos radioastronmicos) condiciones at-

mosfricas que all se dan, mucho mejores que las de Mauna Kea. Por una

parte, la placa de hielo que cubre la Antrtida alcanza una altitud de ms

de 2.800 m en el Polo Sur, en cuyas cercanas se encuentra la base per-

manante que se ha venido utilizando (y se piensa seguir haciendo en el fu-

turo ms inmediato) para la instalacin de radiotelescopios. De otra parte,

la atmsfera de la Tierra es mucho ms delgada en los polos, de forma que

en trminos de cantidad de aire por encima del lugar de observacin, esta

altitud equivale a una de unos 3.500 m a latitudes ms ecuatoriales. (Tam-

bin existen planicies situadas a ms de 4.000 m en las que la atmsfera es


similar a la existente en montaas con ms de 5.000 m de altura). Por otra

parte, las extremadamente bajas temperaturas hacen que prcticamente to-

do el agua se encuente en forma de hielo y que se den cifras de cantidad

de agua precipitable (la cantidad de precipitacin que se acumulara si se

convirtiese en lluvia todo el vapor de agua contenido en la atmsfera) por

debajo de 1 mm durante todo el ao (el promedio anual es de 0,5 mm)3.

Estos niveles pueden ser an ms bajos durante los meses correspondi-

entes al invierno austral, es decir, de abril a septiembre, llegndose incluso

a cifras de nicamente 0,05 mm de cantidad de agua precipitable. Adems

la atmsfera es muy fra, lo que hace que el cielo sea mucho ms negro,

es decir, que emita menos radiacin. Todo esto hace de la Antrtida un

lugar ideal para la realizacin de observaciones en el rango de longitudes

de onda comprendido entre 1 mm (330.000 MHz) y 0,001 mm (infrarrojo

cercano).

Por contra, existen otros muchos factores que limitan la utilizacin de

la Antrtida como lugar de observacin. El ms importante es sin duda

el hecho de que el acceso al interior del continente es muy difcil, espe-

cialmente durante el invierno austral (nuestro verano). Existen nicamente

siete aviones Hrcules encargados de abastecer la base permanente instal-

ada cerca del Polo Sur. Estos aviones llegan a realizar un total de unos 150

vuelos al ao, que en su mayora se emplean para abastecer de combustible

a la base (combustible necesario para proveer de energa a toda ella: cale-

faccin, energa para el funcionamiento de los equipos, alumbrado, agua

caliente, etc.). El transporte de personal puede efectuarse durante el verano

austral, por lo que si bien sta es la peor poca para la realizacin de ob-

servaciones radioastronmicas, es el momento en el que pueden intalarse

nuevos equipos, reparar los ya existentes, realizar pruebas, etc. Una vez

que el verano acaba, el personal que queda en la base debe permanecer en

ella por espacio de seis meses, debiendo ser capaz de solventar los proble-

mas que durante ese tiempo surjan. Como puede apreciarse no se trata pre-

cisamente de Hawaii (las playas), ni tan siquiera de sus volcanes extintos

(Mauna Kea).

A pesar de esto, ya se han realizado radioobservaciones con xito desde

la Antrtida, si bien hasta la fecha no se haba tratado en ningn caso de

instrumentos permanentes. Estos proyectos no se han restringido al estu-

dio de cuerpos celestes, sino que tambin han abordado otros probleams

como el de la abundancia del ozono en el Polo Sur. Ahora, en cambio, s

existen planes para la instalacin de dos radiotelescopios que funcionen

3De hecho la sequedad es tal que uno de los factores de riesgo ms importantes es el de

peligro de incendio.


de forma continuada: AST/RO (Antartic Submillimeter Telescope/Remote

Observatory) y COBRA (COsmic Background Radiation Anisotropy).

AST/RO es un radiotelescopio constituido por una antena nica de 1,7 m

de dimetro capaz de trabajar a frecuencias de hasta 1 THz (1.000.000 MHz

0,3 mm, ya en la frontera con el infrarrojo lejano). Para ello la superficie

reflectora del telescopio tiene un error medio de nicamente 0,015 mm.

Este telescopio est siendo construido por el SAO y se espera est listo

para funcionar en enero de 1994. En una primera etapa se le dotar con

receptores en las ventanas (sub)milimtricas de los 230.000 y los 490.000

MHz; la construccin de receptores a frecuencias ms altas (que slo

podrn ser utilizados en los meses de buen tiempo) est siendo desarrollada

por el Jet Propulsion Laboratory de los EE.UU. y no se prev su instalacin

a corto plazo. El control de este telescopio se llevar a cabo de un modo

completamente remoto; el astrnomo que haga uso de l no tendr que

desplazarse hasta la Antrtida para ello. En el helado continente slo

se prev la presencia de una persona que se encargar de mantener el

instrumento en operatividad.

El pequeo paraboloide de revolucin con que se ha dotado a este

instrumento hace que su poder de resolucin sea muy bajo, lo que permite

realizar mapas de gran tamao (si bien sin mucho detalle) a una velocidad

relativamente alta. Esto condiciona en gran medida el tipo de objetos que se

pretende estudiar mediante esta antena nica. Fundamentalmente se llevar

a cabo la cartografa de nubes moleculares mediante la observacin de la

emisin de molculas como el monxido de carbono (CO) o del carbono

atmico (CI), ambas substancias muy abundantes en este tipo de objetos.

Por otra parte, en galaxias lejanas, la emisin (corrida al rojo por efecto

Doppler) del carbono ionizado (CII) y del oxgeno atmico (OI) caen

en la banda de trabajo de este instrumento. Como ya hemos comentado

anteriormente, este tipo de emisiones dan cuenta de la mayor parte de la

luminosidad de las galaxias en el infrarrojo, por lo que constituyen una

herramienta fundamental para el estudio de galaxias con un corrimiento al

rojo elevado (muy lejanas). Adems podrn llevarse a cabo estudios sobre

la atmsfera terrestre, en particular sobre especies tan interesantes como el

ozono (O3). Finalmente, aparte del inters indudable de estos campos de

trabajo, este instrumento tambin servir como experimento inicial para el

estudio de la construccin de un radiotelescopio mayor (de 15 o 30 m de

dimetro) a fin de explotar en mucha mayor medida las cualidades de la

Antrtida como plataforma para observaciones submilimtricas.

En cuanto a COBRA, este instrumento consiste en una antena nica

(aunque existen planes para su transformacin en un interfermetro) de


3 m de dimetro, capaz de trabajar a longitudes de onda entre 3 mm y

0,5 mm. El propsito fundamental de este radiotelescopio ser el estudio

de las posibles irregularidades de la radiacin cosmica de fondo a escalas

angulares de unos 15 minutos de arco. Este campo de investigacin ha

experimentado ltimamente un renovado inters gracias a la publicacin

de los resultados obtenidos por el COBE (COsmic Background Explorer),

un satlite destinado a la investigacin de este mismo problema a escalas

angulares bastante mayores (20). Recientemente, el equipo de cientficos

que se encarga del anlisis de los datos suministrados por COBE ha co-

municado, por primera vez, la deteccin, aunque de forma tentativa, de

la existencia de inhomogeneidades en la radiacin de fondo. Segn esos

autores, estas inhomogeneidades nos estaran mostrando las primeras es-

tructuras materiales que se formaron despus del Big Bang que dio ori-

gen al Universo. COBRA se va a centrar en el estudio de este fenmeno

a menor escala angular, lo que aportar una valiossima informacin sobre

la evolucin del Universo en etapas posteriores.

Y hasta aqu esta, me temo no tan breve, descripcin de media docena

de nuevos instrumentos que, de una u otra forma, desempearan un papel

clave en la Radioastronoma de un futuro a medio y largo plazo. Tengo

claro que no estn todos los que son, que se han quedado algunos en el

tintero por uno u otro motivo, si bien s son todos los que estn. Espero

que el lector haya podido adems hacese una idea de los problemas que

aborda la Radioastronoma en la actualidad y los mtodos que emplea

para resolverlos, de las esperanzas que tiene depositadas en un futuro

ms o menos lejano y de los caminos por los que discurrirn las lneas

de investigacin del prximo siglo, aparte de las sorpresas que el uso de

nuevos rangos de frecuencias y de instrumentos ms potentes nos pueda

deparar.

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