Los secretos detrás de ALMA

Una de las últimas y mas grandes revoluciones en detección astronómica se desarrolla en nuestro país; a 50 km de San Pedro de Atacama, en el Llano de Chajnator, se ubica el Atacama Large Milimeter Array (Gran Arreglo Milimétrico de Atacama), conocido por su atractiva abreviación ALMA. Este sistema es un interferómetro de 66 antenas orientadas a detectar ondas en el rango milimétrico y submilimétrico del espectro electromagnético. ¿Qué significa esto? ¿Como funciona ALMA? ¿Qué podemos hacer con él y por qué es tan importante para los investigadores?

Por Erick C. Pastén, estudiante de postgrado de la Universidad de Valparaíso y del Núcleo Milenio de Formación Planetaria.

Ya debes saber que los astrónomos se nutren de la información que llega a nuestro planeta desde el espacio exterior, la que puede ser de muchos tipos, tantos como las interacciones de la materia: ondas electromagnéticas, perturbaciones gravitacionales o extrañas partículas que viajan enormes distancias hasta alcanzar la Tierra.

En el caso de las ondas electromagnéticas, podemos separarlas según sus longitudes de ondas (o frecuencias) conformando lo que llamamos el espectro electromagnético. En este podemos identificar ondas cortas, medianas o largas, todas viajando a la velocidad de la luz. Si te fijas en la imagen que sigue, notarás que entre ellas se ubica la luz visible, compuesta de los colores del arco iris; ondas un poco más cortas como la radiación UV y otras aún más cortas y energéticas como los rayos X y los destructivos rayos gamma. Sin embargo, hacia el otro lado se ubican ondas de baja energía y gran longitud de onda como lo son el infrarrojo, las microondas y las ondas de radio. Una combinación de información de todas ellas provee una completa descripción de los lugares mas reconditos del Universo.

En este punto, es importante mencionar que no todas las ondas penetran la atmósfera de nuestro planeta. Por ejemplo, los rayos UV son en gran medida absorbidos por la capa de ozono y grandes cantidades de radiación infrarroja son absorbidas por el agua de la atmósfera. Llamamos ventanas atmosféricas a las radiaciones que pueden penetrar en la atmósfera y es en donde tiene sentido construir instrumentos de detección en la superficie terrestre. Para las radiaciones que no pueden penetrar, es necesario construir instrumentos, en satélites, que se ubiquen fuera de nuestro planeta (como el famoso satélite Chandra, que observa en rayos X).

ALMA trabaja principalmente con ondas de longitudes milimétricas que no penetran muy bien hacia la Tierra, sin embargo, es acá donde el norte de nuestro país hace maravillas: el Llano de Chajnator, en la segunda región de Antofagasta, es uno de los lugares más secos del mundo, por lo que la humedad que absorben estas radiaciones es mucho menor, haciendo posible su detección desde la Tierra, y de mejor forma.

Pero las ondas largas tienen también otro problema importante: la resolución (el detalle) de la detección. Para los astrónomos es muy importante obtener imágenes con una buena resolución, esto es, que en ellas se pueda distinguir a qué parte del cielo y de los objetos corresponde cada detección, sin confusión. Para simplificar, ignoremos la influencia de la turbulencia atmosférica (que hace titilar a las estrellas). Si hacemos esto, esta resolución depende de dos parámetros fundamentales: la longitud de onda a detectar y el tamaño del colector que recibirá esta onda. Así, a mayor longitud de onda, se necesitan colectores más grandes para alcanzar una buena resolución. En el caso de las longitudes de onda visibles esto no es algo muy complejo ya que con espejos de 4 metros se pueden obtener excelentes imágenes. Sin embargo, siguiendo en el caso de receptores de 4 metros en el óptico, para recibir una imagen con la misma resolución pero a ondas más largas (como radio) se necesitaría un espejo de kilómetros. Pareciera que es mejor echar por la borda el proyecto de observar estas ondas, pero el ingenio humano se puede superar muchos desafíos que parecen en principio imposibles.

La magia de la interferometría

A pesar de que es prácticamente imposible construir un colector de tamañas dimensiones, existe una técnica que puede simularlo y obtener imágenes (más bien reconstruirlas, como explicaremos) con resolución muy parecida: la interferometría. Esta técnica es mas fácil de realizar en longitudes de ondas largas. En el rango visible también es posible aunque con mayor complicaciones tecnológicas. De manera simple, ocupa el principio físico de la interferencia entre ondas para reconstruir imágenes de alta resolución con instrumentos de detección mucho mas pequeños.

La interferencia se da cuando dos o más ondas se encuentran entre sí, superponiéndose una sobre otra y produciendo un patrón reconocible. Es muy famoso el experimento de la doble rendija realizado por Young (y que luego se hizo con electrones dando sorprendentes resultados). En él se ve un patrón de interferencia al otro lado de una pantalla iluminada por un haz de luz que atraviesa dos rendijas, llegando cada porción del haz en distintos tiempos a la pantalla.

En el caso de un interferómetro astronómico, los receptores para la detección -que para las ondas milimétricas y de radio son antenas- se agrupan en distintas configuraciones separados a distancias variables (y de hecho no-redundantes) entre ellos, dependiendo de las cualidades del objeto a mirar y de las propiedades que se quieran extraer de su señal. De esta manera, la señal que se recibe desde un objeto astronómico llega a distinto tiempo (o a distinta fase) a cada detector. Cada par de antenas forma su propio patrón de interferencia, pudiendo tener un gran número de patrones dispuestos a entregarnos la información del objeto. Distintas técnicas matemáticas y computacionales (que escapan al objetivo de esta columna, pero que iremos desarrollando poco a poco en el futuro) permiten reconstruir la imagen en la longitud de onda de la detección y así extraer una cantidad muy grande de información de nuestro objeto. Así obtenemos imágenes de muy buena calidad con la interferometría, presentándose como una de las técnicas más prometedoras a futuro en Astronomía.

Y bueno, ¿cuál es la maravilla de ALMA?

ALMA hoy en día está catalogado como el proyecto astronómico mas grande del mundo. Puede ir mucho más profundo con una resolución mucho mayor a otros detectores de ondas largas en el mundo, permitiendo acceder a información que antiguamente no podíamos observar. Algunas de los grandes tópicos en que ALMA puede aportar son:

El campo profundo: Debido a la expansión del Universo, los objetos primigenios y mas alejados presentan su máxima emisión corrida hacia longitudes infrarrojas, y más largas. De esta forma, ALMA permite estudiar los primeros años de nuestro gigantesco cosmos con una resolución jamás alcanzada con anterioridad.

La formación de estrellas y galaxias: Debido a que estas ondas (largas) pueden traspasar el polvo interestelar (a diferencia de, por ejemplo, las longitudes de onda visibles), se puede estudiar la formación de estrellas y galaxias jóvenes para develar secretos de su desarrollo. De la misma manera, se pueden estudiar incluso discos protoplanetarios y la interacción que tienen con planetas en formación alrededor de estrellas cercanas, haciendo posible entender la formación de nuestro Sistema Solar y de nuestro propio planeta.

Procesos magnéticos: El magnetismo y los procesos que éste involucra son una de las áreas que menos se conocen de nuestro Universo debido, principalmente, a su complejidad. Ya que muchos procesos de origen magnético emiten en ondas largas, ALMA provee nuevas herramientas para poder desentrañar la dinámica de los campos electromagnéticos que intervienen en nuestro cosmos, observando objetos como pulsares, radiogalaxias, discos protoplanetarios y estrellas altamente magnéticas.

Química: Por medio del estudio de los polvos y el material interestelar, ALMA permite adentrarse en la compleja química interestelar, pudiendo revelar la composición de las nubes que posteriormente darán origen a estrellas, sistemas planetarios y quizá, a la vida.

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