A lo largo de esta exposición describiremos algunos de estos fructíferos avances y los cambios que han ocasionado en nuestros conocimientos. Comencemos por la Astronomía óptica (visible). En este momento, la actual generaci n de telescopios pticos tienen espejos de 8 10 m de diÆmetro, e incluso algunos de ellos cuentan con 2 y hasta 4 espejos Esta a la vuelta de la esquina el poder utilizar estos conjuntos de espejos con técnicas interferométricas, como ya se hace en radio e incluso en infrarrojo (IR), lo que permite ganar en resolución (nivel de detalle).

Y sin embargo la carrera hacia tamaños aún mayores no se detiene aquí y ya se encuentran sobre el tablero de los diseñadores los proyectos de futuros instrumentos de 30 m de diámetro e incluso alguno de 100 m. Sin embargo la atmósfera terrestre que nos permite respirar es un serio obstáculo para conseguir imágenes estables.

El mismo fenómeno responsable de las imágenes ondulantes sobre el asfalto recalentado por el Sol en una carretera en verano ocasiona que las imágenes de los astros que producen los telescopios queden borrosas sobre los detectores, lo que penaliza severamente la resolución (los detalles más finos detectables).

Una forma de atenuar este fenómeno denominado seeing consiste en ubicar los observatorios astronómicos en lugares muy concretos del globo terrestre en los que las condiciones de estabilidad y transparencia de la atmósfera sean las mejores posibles. Destacan los observatorios de Mauna Kea (en Hawai, a más de 4.000 m de altura), del Roque de los Muchachos (en la isla de La Palma) y de Cerro Paranal (en el desierto de Atacama, Chile).

Pero a pesar de la quietud de los cielos de lugares tan selectos, todavía no es suficiente y se hace necesario acudir a otro planteamiento radicalmente diferente: la óptica adaptativa.

En esta técnica, un sensor detecta varias veces por segundo la forma del frente de onda de la luz que llega al telescopio procedente de una fuente puntual, tal como una estrella o una pequeña mancha (spot) generado en la alta atmósfera por un laser anexo, y que idealmente (en el vacío) debería ser plana.

Un ordenador computa rápidamente la corrección que debe ser introducida en el camino que sigue la luz y la electrónica de control mueve algunos actuadores piezoeléctricos que deforman uno de los espejos del telescopio para corregir el problema. Esta técnica ya ha mostrado sus bondades trabajando en IR y es enormemente prometedora para el visible, aunque aún debe superar algunos problemas.

La luz procedente de un punto muy alejado, tras ser concentrada por el telescopio, idealmente deber a presentar una distribuci n muy caracter stica denominada disco de Airy En realidad, las aberraciones que siempre existen en todo instrumento óptico, unidas al efecto perturbador de la atmósfera, hacen que la luz se desperdigue por una región bastante más extensa, por lo que la intensidad de luz en cada punto de dicha región es mucho menor a lo que debería ser.

Sin embargo, el efecto del seeing puede reducirse por medio de esta técnica porque se consigue que la región en la que la luz se desparrama se reduzca notablemente, aunque sin llegar a ser tan pequeña como el disco de Airy. Los beneficios son asombrosos tanto en el incremento de resolución como en la renovada capacidad de detectar objetos débiles al aparecer su luz más concentrada que antes. Haciendo uso de esta técnica, la ventaja en "agudeza visual" de los telescopios en el espacio se reduce, mientras que permanece la enorme capacidad de captación de luz de los grandes telescopios terrestres.

Simultáneamente se ha producido otra revolución en los receptores de la luz, que ya no son fotográficos sino hipersensibles detectores electrónicos de tipo CCD. Estos chips tienen dos inmensas ventajas sobre la pel cula fotogrÆfica: su respuesta altamente lineal y su eficiencia cuÆntica Vamos a dar alguna cifra por fijar el orden de magnitud.

Si con una exposición de valor 10 se consigue cierto nivel de ennegrecimiento (densidad) en la fotografía final, se precisará de una exposición 100 para conseguir una unidad más de ennegrecimiento.

Por el contrario en un chip CCD sólo se precisaría de una exposición de valor 20 para conseguir el doble de luz que en una de valor 10. Consecuencia inmediata es que las exposiciones electrónicas se pueden sumar en gran número utilizando un ordenador. Por otro lado, respecto a la eficiencia cuántica, que de forma sencilla podríamos definir como el porcentaje de fotones (partículas de luz) que el detector atrapa y utiliza para formar la imagen, basta con decir que en las películas fotográficas muy sensibles llega a alcanzar valores que rondan el 2% mientras que se pueden encontrar chips CCD que llegan a alcanzar valores ¡entre el 60 y el 90%!

Este es el motivo de que en la actualidad existan astrónomos aficionados que con telescopios bastante modestos, pero equipados con este tipo de cámaras CCD, han conseguido fotografiar objetos celestes que hace 30 años sólo podía fotografiar el telescopio Hale de 5 m. Otra ventaja nada desdeñable es que la imagen generada por un CCD se digitaliza en la salida del detector por lo que es una imagen intrínsecamente numérica y muy fácil de procesar con las técnicas de tratamiento de imagen en ordenador.

La revolución en detectores también nos ha permitido abrir nuevas ventanas al Cosmos, cada una de las cuales ha aportado su granito de información. Por una parte hemos abierto la ventana de las microondas, extendiendo la información que nos aportaba la ventana de radio por un lado y la que nos aportaba el IR desde el otro.

Por otra parte, en el IR se han puesto a punto detectores equivalentes a los CCD del visible pero para este rango de longitudes de onda, lo que ha permitido obtener imágenes IR directas. Así hemos podido identificar estrellas en pleno nacimiento y las regiones en que esto tiene lugar, regiones que en luz visible son bastante anodinas.

Incluso regiones del espectro que parecía que ya no podían aportar sorpresas, como por ejemplo la ventana de radio, han contribuido a su propio lote de sorpresas cuando se han utilizado técnicas de interferometría para combinar la radiación recogida por varias antenas diferentes (27 en el VLA) para formar con ella el equivalente a una antena gigante en lo que respecta a resolución. En particular, la técnica denominada VLBI permite combinar la radiación captada por antenas en diferentes continentes, lo que ha permitido "ver" en radio detalles entre 200 y 500 veces más pequeños que los más pequeños visibles con el telescopio espacial.

En otro orden de cosas, además de radiación electromagnética, ya somos capaces de detectar rutinariamente neutrinos procedentes de las reacciones nucleares que tienen lugar en las estrellas (el Sol, principalmente) y también en las explosiones finales de las estrellas de gran masa (supernovas), lo que aporta una clase de información radicalmente diferente a la electromagnética, porque esta proviene del mismo centro de estos astros.

Los detectores de neutrinos se construyen a gran profundidad en viejas minas bajo el suelo o en la profundidad del océano para impedir que la llegada de otras radiaciones de origen diferente se confunda con los neutrinos, que tienen la capacidad de atravesar la materia como si fueran fantasmas.

De hecho 70.000 millones de neutrinos atraviesan cada centimetro cuadrado de cuanta materia vemos (nosotros incluidos) en cada segundo. Son neutrinos que provienen de las reacciones nucleares en el centro del Sol, y 8 minutos más tarde de aparecer allí nos atraviesan (tras atravesar toda la Tierra si es de noche).

Resulta curioso que los neutrinos fueran descubiertos precisamente como una ausencia en lo que se determinaba experimentalmente en los productos de la reacción de desintegración del neutrón, allá por 1930. Pero las posibles fuentes de información no terminan en estas esquivas partículas porque en este momento se pone en marcha una nueva clase de observatorios que van a intentar detectar no partículas o radiación electromagnética sino ondas gravitatorias, ondas que la Relatividad General predice y que son la única explicación posible para el movimiento observado en algunos sistemas estelares ya conocidos como por ejemplo el pulsar binario PSR 1957. Si la técnica da frutos, ya se diseña una versión ampliada y constituida por un conjunto de satélites en formación.

Y esto nos lleva a otra categoría de observatorios astronómicos, en los que el efecto perturbador de la atmósfera intenta reducirse por la vía expeditiva de subir el telescopio por encima de la atmósfera. Esto se puede acometer montando el telescopio en un avión reactor modificado, dentro de una cabina especial con una compuerta abrible en vuelo.

Esta técnica funciona excepcionalmente bien en IR y el KAO, primer observatorio de esta clase, dejó tan buen recuerdo que ahora va a despegar su sucesor SOFIA. Si se precisan observaciones de duración superior a las pocas horas del vuelo de un avión, se puede optar por la barquilla de un enorme globo que vuele a 40 Km de altura como se ha hecho con los detectores de microondas del BOOMERANG, que permanecieron en vuelo 4 días. Pero sin duda la solución ideal es sacar del todo el telescopio de la atmósfera. El inconveniente es el enorme coste que conlleva, por lo que los telescopios en el espacio no abundan. Algunos como el telescopio Hubble consiguen imágenes de una nitidez inigualable por ningún otro telescopio, mientras que otros como Compton, Chandra, XMM o EUVE observan en longitudes de onda que no atraviesan la atmósfera, por lo que sólo son factibles desde el espacio. Sin embargo la información que aportan nos muestra los procesos más energéticos del Universo.

Algunos observatorios espaciales han batido todos los récords de duración, como el IUE mientras que otros han tenido una vida operativa mucho más breve, aunque igualmente provechosa, como el IRAS o la misión Hipparcos. Las imágenes obtenidas por el telescopio espacial Hubble (HST) son tan asombrosas, a pesar de contar con sólo 2,4 m de diánetro, que ya se le ha asignado un sustituto denominado hasta ahora NGST, y recientemente renombrado como James Web Space Telescope.

Este nuevo telescopio contarÆ con un espejo segmentado equivalente a uno monol tico de 6,1 m Estará más dedicado al IR cercano, por lo que va a ser situado en un punto muy singular denominado punto de Lagrange L2, distante casi 1,5 millones de Km de la Tierra en dirección opuesta al Sol, lo que hace que no se puedan llevar a cabo misiones de mantenimiento como con el actual HST.