Vencer a la atmósfera
Desde que Galileo empleara el telescopio, hecho cuyo cuarto centenario se celebra en 2009 con el Año Internacional de la Astronomía, uno de los objetivos fundamentales de los astrónomos ha sido el poder mejorar la capacidad de observación de objetos celestes de brillo cada vez más débil y cada vez con más detalle. La construcción de telescopios de mayor diámetro permite avanzar sustancialmente en el primer sentido, ya que la capacidad de resolución de un telescopio, es decir, la posibilidad de obtener detalles finos, es tanto mejor cuanto mayor sea el diámetro de su espejo primario.
Sin embargo, la calidad de las imágenes viene limitada por el “emborronamiento” que produce la turbulencia en nuestra atmósfera, y que hace que las estrellan no aparezcan como puntos de luz cuyo brillo no varía, sino como pequeñas manchitas que titilan, efecto que frustra a los astrónomos, puesto que destruye los detalles finos de las imágenes. Este efecto es tanto mayor cuanto peor sea el estado de la atmósfera. Observar desde Tierra necesita pues, ya no sólo de un cielo limpio de nubes, sino de unas condiciones atmosféricas óptimas para que ese inevitable emborronamiento de la luz (lo que los astrónomos llamamos “seeing”), sea el menor posible. Cuanto más concentrada sea la imagen de una estrella en nuestras observaciones, las imágenes serán tanto más nítidas, lo que nos permitirá estudiar nuestro objeto astronómico (aquellos que no son puntuales como las estrellas) con más detalle y podremos observar objetos más débiles y lejanos.
Sin duda, la opción más eficiente para deshacerse de este efecto de la atmósfera es poner nuestro telescopio fuera de ella. El telescopio espacial Hubble fue lanzado al espacio con este fin. Sin embargo, este método, además de ser mucho más caro, hasta la fecha sólo ha permitido poner en el espacio telescopios relativamente pequeños comparados con los grandes telescopios de 6 a 8 metros que ya están operando en Tierra y que, en ausencia del efecto de la atmósfera, proporcionarían imágenes entre 3 y 4 veces mejores. En la Figura 1 se muestran algunas de las imágenes obtenidas por el Hubble, y que han permitido estudiar objetos astronómicos con una nitidez y profundidad realmente sin precedentes hasta entonces. En el campo de los estudios de galaxias lejanas, el Hubble proporciona imágenes cuya profundidad y nitidez permiten estudiar objetos muy lejanos con una resolución mucho mejor que la que se puede alcanzar desde Tierra sin ningún tipo de corrección. Por este motivo, es imprescindible dotar a los grandes telescopios en Tierra de sistemas que permitan superar el límite impuesto por la atmósfera.
La óptica adaptativa (OA) es una tecnología que ha emergido en el terreno astrofísico durante los últimos 10 años, y permite corregir, en tiempo real, el emborronamiento atmosférico. Básicamente consiste en analizar las turbulencias de la atmósfera en el campo de visión del telescopio con una cámara especial, información que se envía a unos actuadores que deforman uno o varios espejos deformables, que se adaptan para compensar la distorsión. En la primera generación de sistemas de óptica adaptativa, se utiliza una estrella (fuente puntual fuera de atmósfera) cercana al objeto que se desea observar; un ordenador calcula la forma que hay que aplicar para eliminar las distorsiones, lo que se consigue a través de un espejo deformable, colocado antes del detector, y cuya forma se ajusta (se “adapta”) en tiempo real. Este proceso ha de realizarse en escalas de tiempo comparables a las escalas de variaciones turbulentas de la atmósfera, es decir, muchos cientos de veces por segundo. La capacidad de computación necesaria puede ser superior a varios cientos de millones de operaciones por cada comando. Un esquema de cómo se realiza el proceso se muestra en la Figura 2.
Las limitaciones de esta versión de OA radican en la necesidad de que exista una fuente puntual suficientemente brillante cercana al objeto de estudio (generalmente a no más de unos 20 segundos de arco), así como el pequeño campo en donde la corrección es válida. Así pues, la necesidad de contar con una estrella suficientemente brillante y suficientemente próxima a nuestro objeto astronómico impone serios límites al número de objetos que pueden ser estudiados con esta técnica (aproximadamente el 1% del cielo). Por ello se ideó la utilización de una o varias estrellas artificiales producidas por un haz láser de sodio enviado a las capas altas de la atmósfera, que excita los átomos de sodio en esas capas (a unos 90 kilómetros), cuya re-emisión vuelve al telescopio y se usa como referencia para la corrección (ver Figura 3).
El uso de estas estrellas artificiales ya está implementado en los observatorios con telescopios grandes (el primero de ellos en donde se implementó esta técnica fue en el Observatorio Hispano-Alemán de Calar Alto, en la Sierra de los Filabres, Almería). Los sistemas de OA están siendo implementados en los grandes observatorios, ya que permiten la optimización de la capacidad colectora de los espejos de gran diámetro para detectar objetos más débiles, junto con la posibilidad de alcanzar el mayor detalle posible. Se están probando nuevas técnicas que permitan ampliar considerablemente el campo de visión en donde la corrección es válida, como la óptica adaptativa multiconjugada, que permite campos de visión unas 10 veces más grandes. Las imágenes que proporcionan no tienen nada que envidiar, e incluso exceden en nitidez, a las tomadas desde el espacio; es comparable a ver las luces de un vehículo separadas a 4000 kilómetros de distancia, o ser capaz de ver un grano de arena a más de un kilómetro y medio. Algunos ejemplos se muestran en la Figura 4. Los telescopios gigantes como el ELT (de “Extremely Large Telescope”, o Telescopio Extremadamente Grande, de unos 40 metros de diámetro) cuya construcción es objeto de discusión ahora, harán necesariamente uso de sistemas avanzados de óptica adaptativa, que habrán de ser incorporados en sus diseños desde su mismo comienzo.
Entre los campos de investigación que se ven claramente beneficiados con el uso de estas técnicas están la búsqueda de planetas extrasolares y sus lunas, estrellas binarias jóvenes, cúmulos de estrellas, detección de compañeras débiles a estrellas cercanas, discos circum-estelares, cúmulos embebidos, nebulosas, detección de la galaxia albergadora de quasares, galaxias compañeras, morfología de galaxias lejanas, lentes gravitacionales, galaxias en interacción, centros de galaxias próximas, etc.
AUTOR >> Isabel Márquez – Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)
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