Observatorios astronómicos en el espacio

José Félix Rojas

Con relativa frecuencia surge la cuestión de si merece la pena situar en el espacio plataformas de observación astronómica con unos costes muchísimo mas elevados que los observatorios terrestres. Para responderla es necesario analizar las ventajas que aportan este tipo de observatorios sobre sus homónimos en tierra y sus inconvenientes.

1. La atmósfera filtra

Es bien sabido que nuestra atmósfera nos protege de la abundante radiación ultravioleta (UV) emitida por el Sol por medio de un par de reacciones fotoquímicas que experimenta el ozono a unos 20 Km de altura en la atmósfera y que bloquean la mayor parte de dicha radiación. Sin embargo, esta no es la única región del espectro de radiaciones electromagnéticas que es absorbida por la capa de gases que envuelve nuestro pequeño planeta. Rayos gamma (g ), rayos X y radiación infrarroja (IR) son absorbidos por diferentes mecanismos que actúan en nuestra atmósfera. Sin embargo, esta protección que presta la atmósfera a los seres vivos del planeta impide que estas radiaciones puedan ser observadas de manera eficaz desde observatorios en la superficie de la Tierra. Consecuentemente, para obtener toda la información física que pueden aportar, es imprescindible colocar los detectores de dichas radiaciones por encima de la atmósfera. Aunque en el caso del IR es factible colocar los detectores a bordo de un globo aerostático o en un avión en vuelo a gran altura, en los demás casos se hace imprescindible salir al espacio.

2. La atmósfera tiembla

A todos nos resulta familiar el temblor que presenta la imagen de un objeto alejado cuando nuestra visual pasa por encima del asfalto de una carretera calentada por el Sol del verano. Este fenómeno tiene su origen en la formación de "burbujas" de aire más caliente (en el ejemplo, por contacto con el asfalto caliente) que se dilata, disminuye de densidad y comienza a subir por el principio de Arquímedes (flotación), movimiento que es turbulento y es la base del fenómeno de la convección. Es un fenómeno estadístico en el que se presentan gran diversidad de tamaños de "burbuja".

Como el índice de refracción del aire depende de su densidad y las "burbujas" no son planas, cada rayo de luz (radiación electromagnética visible) es desviado un poco, pero continuamente y al azar, según las "burbujas" que ha atravesado en su camino hasta nuestro ojo (el detector). Este fenómeno actúa en todo tipo de situaciones, incluso con diferencias de temperatura en el aire de 1C y en Astronomía recibe el nombre de seeing (pronunciado siin). El efecto en una imagen de telescopio con seguimiento es que los rayos de luz provenientes de una estrella dada no inciden todo el rato en el mismo punto (disco de Airy) sino que "danzan" aleatoriamente en torno a él. Cuanto mayor sea el alejamiento medio, más grande y difusa será la imagen finalmente obtenida y peor su resolución.

Se dice en este caso que el seeing es elevado. Resulta evidente que, pese a todas las medidas tomadas para atenuar este problema, todo telescopio inmerso en una atmósfera sufrirá en mayor o menor medida este problema. De hecho, por grande que sea el objetivo de un telescopio en la Tierra, ninguno tiene en la práctica una resolución habitual superior a la de un telescopio de 20 cm de diámetro, aunque en contados momentos el seeing puede mejorar y alcanzarse la resolución de uno de 50 cm. Lo que evidentemente si tienen es una luminosidad muchísimo mayor. Sólo recientemente se ha producido un avance importante en la lucha por mejorar la resolución a pesar del seeing que es la técnica conocida como óptica activa de la que hablaremos otro día. Es evidente que un observatorio situado en el espacio no se encontrará con esta limitación y trabajará a pleno rendimiento, salvo chapuzas de diseño como en el caso del Telescopio Espacial Hubble (HST).

3. Tras la noche viene el día

Esta secuencia es muy natural pero para la continuidad requerida en ciertos tipos de observaciones astronómicas es inconveniente. Se puede atenuar haciendo trabajar a varios observatorios adecuadamente distribuidos por el globo terrestre sobre el mismo objeto celeste con el mismo instrumento, con igual calibración y siguiendo el mismo método de trabajo (por ejemplo el proyecto GONG de estudios solares).

Tal y como es de sospechar, suelen existir problemas de coordinación para este tipo de planteamientos y siempre cabe la posibilidad de mala climatología simultáneamente sobre varios observatorios concertados con la pérdida de datos y continuidad inevitables. Una forma de eliminar estas dificultades es colocar un único observatorio en órbita en el espacio, pero muy alejado de la Tierra, en el denominado punto L1 de Lagrange. Este punto se encuentra a 1,5 millones de Km de la Tierra siempre en la dirección del Sol. Un observatorio solar situado en él jamás se verá tapado por la Tierra y esto es lo que constituye la clave del éxito del SOHO.

Sin embargo también hay dificultades que superar, aparte de las puramente económicas. Por un lado siempre hay un riesgo de que el lanzamiento concluya con la pérdida del satélite o con un posicionamiento orbital defectuoso que condicione gravemente la operatividad del observatorio. Por otro lado, no es posible hacer un mantenimiento del equipo (salvo del HST): si el satélite consume algún elemento (caso típico: helio líquido refrigerante para los satélites detectores de IR) cuando se acabe el satélite dejará de ser operativo. Además, todos los detectores modernos en el espacio generan información en formato numérico (digital) en cantidad prodigiosa y que debe ser transmitida a Tierra para su estudio. Baste con decir que el HST genera cada día unos 5 Gigabytes de datos que han de ser almacenados en algún sitio y guardados de forma que puedan ser accedidos por los investigadores.