El nuevo radiotelescopio del pico Veleta
El aparato es capaz de funcionar en longitudes de onda de un milímetro y puede ver objetos celestes con una resolución tres veces mayor que cualquier otro del mundo
Tras conversaciones exploratorias iniciales, representantes científicos de Alemania y Francia comenzaron a trabajar en 1974 en un proyecto en común para la construcción, con fines astronómicos, de radiotelescopios que se pudieran utilizar en la recepción de ondas de longitud milimétrica. Dos años más tarde, estos representantes pidieron a sus respectivos Gobiernos que se construyeran dos nuevos observatorios. Uno, con un radiotelescopio de 30 metros de diámetro, en el pico Veleta (Granada), y otro, con un grupo de tres aparatos, de 15 metros de diámetro cada uno, en el Plateau de Bure (cerca de Grenoble). 10 años después, el del pico Veleta ya está construido.
Un convenio bilateral entre la República Federal de Alemania y España, en 1980, estableció el marco para una colaboración científica y técnica en radioastronomía entre estos dos países alrededor del entonces proyectado, y hoy construido radiotelescopio del pico Veleta. De hecho, el acuerdo establece una cooperación formal de carácter científico y técnico entre el Institut de Radibastronomie Millimètrique (IRAM) y el Instituto Geográfico Nacional (IGN). IRAM es el instituto creado en Grenoble por otro acuerdo entre la Max Planck Gesellschaft de Alemania y el Centre Nationale de Réchérche Scientifique de Francia para administrar la operación de los dos nuevos observatorios y para canalizar los esfuerzos radioastronómicos de estos países con el radiotelescopio del pico Veleta y con el, todavía en construcción, grupo de radiotelescopios cerca de Grenoble. Los términos de los acuerdos garantizan el 10% del tiempo efectivo de observación en ambos observatorios a astrónomos españoles. Aunque un 10%. pueda parecer poco en comparación con el 45% que corresponde tanto a Alemania como a Francia, este porcentaje es enorme cuando se tiene en cuenta la capacidad observacional de los astrónomos españoles. A este respecto, la situación no es muy distinta de la de otros observatorios internacionales en nuestro suelo. Por otra parte, esta situación ofrece una oportunidad extraordinaria para levantar el nivel de la radioastronomía española a un estándar respetable en un área de investigación de vanguardia.
El radiotelescopio del pico Velta es un instrumento único en el mundo. Es el mayor del, mundo capaz de funcionar a longitudes de onda tan cortas como un milímetro. Esta longitud de onda establece la frontera entre lo que los astrónomos llaman el infrarrojo lejano y las microondas. Su emplaza miento a casi 3.000 metros de altitud en el pico Veleta permite que se puedan hacer observaciones astronómicas minimizando el deterioro en su calidad debido al contenido de vapor de agua de la atmósfera. Los radiotelescopios, al contrario que los telescopios ópticos, funcionan en lo que se cono ce como el límite de difracción. Es decir, la resolución espacial, o capacidad de ver detalle en objetos astronómicos, aumenta proporcionalmente al diámetro del telescopio, medido éste en número de longitudes de onda de observación.
Longitudes de onda muy cortas
De este modo, a la longitud de onda de observación de un milímetro el radiotelescopio del pico Veleta puede ver objetos celestes con una resolución tres veces mayor que ningún Otro radiotelescopio del mundo. Esto quiere decir que el estudio de los objetos en los que los detalles morfológicos juegan un papel importante en su interpretación avanzará enormemente. Por otro lado, como la sensibilidad de un radiotelescopio a la detección de la radiación incidente aumenta proporcionalmente con el cuadrado del diámetro del radiotelescopio, se podrá detectar a longitudes de onda muy cortas muchos objetos celestes que radian débilmente, y de este modo será posible encontrar nuevos objetos astronómicos o nuevos fenómenos naturales en él universo.
Los astrónomos han encontrado recientemente que las estrellas no nacen simplemente como consecuencia de un colapso gravitacional, con fragmentación, de las nubes moleculares protoestelares, como se pensaba previamente, sino que además, durante este proceso, se produce una eyección altamente colimada de materia en forma de jets. Aunque se han encontrado jets en el visible, la existencia de estos jets se manifiesta de la manera más clara en la detección de nubes de monóxido de carbono (CO) cuya emisión a una longitud de onda de tres milímetros en zonas espacialmente bien separadas aparece a menudo corrida -debido al efecto Doppler- al rojo y al azul con respecto a la emisión en el centro de la nube. Esto indica, por tanto, un movimiento de estas zonas en direcciones opuestas. Estas velocidades llegan a superar a menudo los 200.000 kilómetros por hora. Se conoce hoy día alrededor de 50 de estas nubes protoestelares, pero no se ha podido estudiar todavía la estructura espacial detallada de las eyecciones mencionadas por falta de un radiotelescopio grande y de extraordinaria calidad. Es más, el radiotelescopio del pico Veleta será el primero, y el único, q'ue en los años próximos nueda estudiar en detalle estas eyecciones o flujos moleculares en más de una transición radiactiva de las moléculas de CO y CS (sulfuro de carbono), permitiéndonos, por tanto, entender los detalles de las distribuciones de temperatura y densidad de estas nubes. Ya que la colimación de materia fluyendo a altas velocidades es un fenómeno habitual -y no bien'entendido- en astrofísica, un estudio detallado de la geometría y de las condiciones físicas de estos flujos moleculares puede ayudar a entender problemas similares en otras áreas astronómicas de investigación.
El estudio de las nubes moleculares, principalmente de CO, en otras galaxias puede tener un im,pacto profundo en nuestra comprensión de la evolución galáctica, ya que las nubes moleculares son los lugares de formación de estrellas, y la luminosidad y evolución química de las galaxias está estrechamente conectada a la rapidez de formación de estrellas masivas. Asimismo, el estudio de la radiación térmica del polvo -partículas de grafitos y silicatos, principalmente- de las capas circurnestelares durante la fase de crecimiento de la protoestrella es, un termómetro importante para medir las condiciones en la materia protoestelar. Y, naturalmente, estudios de seguimiento de muchos objetos celestes, fuertes emisores de rayos infrarrejos que fueron encontrados recientemente por el Infrared Astronomical Satellite (véase nuestro artículo en EL PAIS del 18 de marzo de 1984, página 31) contribuirán ciertamente a un capítulo importante en el
El nuevo radiotelescopio del pico Veleta
quehacer del nuevo radiotelescopio.Como sucede a menudo, los avances técnicos de los últimos años han abierto nuevas posibilidades y usos para este instrumento de calidad suprema. Uno de estos usos es "mm-VLBI. VLBI es una técnica interferométrica utilizada para obtener imágenes de radiofuentes compactas con extremadamente alta resolución comparando partes de un mismo frente de onda que se reciben en radiotelescopios independientes (a menudo separados por más de 8.000 kilómetros). VLBI a longitudes de onda centimétricas (cmVLBI) ha sido utilizada durante más de tres lustros, obteniéndose resultados astronómicos y geodésicos espectaculares. Tras investigaciones pioneras llevadas a cabo en California en los dos últimos años, esta técnica se puede utilizar ahora a longitudes de onda mil¡métricas, y en esta nueva fase de la investigación radio astronómica el tamaño, la calidad de la superficie y el emplazamiento del radiotelescopio van a ser cruciales. Observaciones interferométricas que algún día no remoto se harán entre el pico Veleta y Nobeyama (Japón) -donde se ha construido otro radiotelescopio de alta calidad- prometen proporcionarnos información esencial sobre regiones muy cercanas a los supuestos objetos supermasivos (quizá agujeros negros) que proporcionan la increíble energía y luminosidad de los núcleos galácticos activos y de los quasars que tanto fascinan hoy a astrofísicos y a buena parte del público.
Precisión absoluta
¿Cómo debe construirse técnicamente un radiotelescopio para que sea capaz de ofrecer a los astrónomos nuevas vías de investigación? Describiremos brevemente los aspectos técnicos más sobresalientes del radiotelescopio del pico Veleta. Como ya mencionamos, el radiotelescopio, con superficie de forma paraboloidal, está situado a casi 3.000 metros de altitud. El diámetro del paraboloide es de 30 metros, con una desviación media estándar respecto de un paraboloide perfecto de menos de 0,1 milímetros; el radiotelescopio entero está cubierto por cuatro centímetros de material aislante que permite mantener toda la estructura a la misma temperatura -para evitar deformaciones-, con variaciones térmicas máximas entre sus partes de menos de un grado centígrado.
La precisión absoluta de puntería del telescopio, incluso con vientos de hasta 50 kilómetros por hora, es aproximadamente de un segundo de arco, es decir, el ángulo con el que se vería una de las porterías del estadio de San Mamés, en Bilbao, desde el pico Veleta.
Desde el punto de vista español, es afortunado que nuestros cielos claros y nuestras montañas relativamente altas hayan atraído un proyecto excelente como éste, proporcionando a los astrónomos españoles -como usuarios del observatorio- la posibilidad de hacer investigación de calidad a reducido coste, y dando empleo además a otros 15 españoles en el proyecto.
Sin embargo, está claro que se derivarían muchas mas ventajas tecnológicas de una colaboración activa para construir, por ejemplo, receptores astronómicos y otros elementos de hardware que habrán de construirse para futuras y cada vez más sensibles observaciones astronómicas.
