FR A N C FRANC Francisco Colomer Sanmartín (f.colomer@oan.es) es doctor en Astrofísica en el Observatorio Astronómico Nacional. 26
ANCISCO COLOMER SANMARTÍN En su búsqueda de alcanzar cada vez mayor detalle en sus estudios del Cosmos, los astrónomos planean el lanzamiento de un radiotelescopio al espacio en 2013. Heredero del proyecto japonés VLBI Space Observatory Programme, VSOP-2 (aunque su nombre oficial es ASTRO-G) poseerá una antena parabólica desplegable de 9 metros de diámetro, y permitirá observaciones coordinadas con otros radiotelescopios en Tierra, con el objetivo de proporcionar la mayor resolución angular jamás obtenida. La participación española en VSOP-2 se realizará a través del Instituto Geográfico Nacional, tanto en la explotación científica del instrumento como en la instrumental, aportando el radiotelescopio de 40 metros de diámetro del Observatorio Astronómico Nacional en Yebes (Guadalajara), así como posiblemente el antiguo radiotelescopio de 14 metros del mismo observatorio que se utilizará como estación de seguimiento del satélite. La mayor parte de la información de los astros se obtiene a través de la radiación que emiten a lo ancho de todo el espectro electromagnético: rayos gamma, rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo y ondas de radio. La atmósfera celeste sólo es transparente a una pequeña parte del espectro (la luz visible y las ondas de radio), teniendo que acceder al resto desde observaciones espaciales o (en parte del infrarrojo) desde aviones o globos. El estudio actual de cualquier objeto celeste se realiza a todas las longitudes de onda, pues de cada una se obtiene información complementaria acerca de su naturaleza y de los fenómenos que en él predominan. La estructura espiral a gran escala de la Vía Láctea y las regiones donde se encuentra el material del que nacen las estrellas, por ejemplo, se conocen mediante ondas de radio. Un radiotelescopio puede recoger la radiación electromagnética emitida por los objetos celestes a frecuencias de hasta 1.000 GHz (10 12 Hz, que corresponde a longitudes de onda mayores que 0,3 mm; lo que se conoce como la «ventana radio» pues la atmósfera es bastante transparente). La razón pues para emplazar un radiotelescopio en órbita no es, en principio, escapar de la influencia atmosférica. Como la energía de dicha radiación es muy pequeña, los tamaños de las superficies colectoras deben ser enormes y los receptores de radiación son ultrasensibles. En las últimas décadas se han construido varios radiotelescopios que operan a longitudes de onda mayores que unos pocos milímetros: Effelsberg (una superficie parabólica con un diámetro de 100 metros, cerca de Bonn, Alemania), Green Bank (101 m, en Charlottesville, EE.UU.), Lowell (76 m, en Manchester, Reino Unido), Cerdeña, Italia (64 m, en construcción), Yebes (40 m, cerca de Guadalajara, España), varios de 32 m (Cambridge, Reino Unido; Medicina y Noto, Italia; Torun, Polonia; etc.) y otros más peque- Impresión artística del radiotelescopio espacial VSOP-2. (ISAS/JAXA) II Época / Nº 96 - junio 07 27
Figura 1. En este dibujo se muestra al radiotelescopio espacial VSOP/HALCA junto con la red de radiotelescopios en Tierra con los que colaboraba. (ISAS/JAXA) ños como Onsala (20 m, en Gotemburgo, Suecia), Metsähovi (14 m, en Helsinki, Finlandia), o TIGO (6 m, en Concepción, Chile), aunque el radiotelescopio de mayor tamaño que existe, en Arecibo (Puerto Rico), tiene 305 metros de diámetro y es capaz de recoger radiación a frecuencias menores de 5 GHz. Otros instrumentos son sensibles a frecuencias más altas (longitudes de onda más cortas, hasta 1 mm), como el radiotelescopio de 30 m del IRAM en Pico Veleta (Granada, España), y otros más pequeños como CSO y JCMT (ambos en Hawai, EE.UU.). Sus receptores consisten en elementos sensibles a la radiación radio alojados en criostatos donde se alcanzan temperaturas muy bajas (hasta 4 K, o -269 C, la del Helio líquido) y se extrae el aire para que nada enturbie la recepción de la débil señal celeste. A pesar de ello, se precisan técnicas sofisticadas de reconstrucción de imágenes para desentrañar los secretos del astro de interés. Finalmente, varios radiotelescopios pueden observar los cielos de manera coordinada, como es el caso de los interferómetros del IRAM en Plateau de Bure (Francia), MERLIN (Reino Unido), BIMA (EE.UU.), ATNF (Australia), VLA (EE.UU.), etc. Todos ellos desarrollan proyectos científicos adaptados a sus especiales características, y también colaboran en observaciones de interferometría de muy larga base (VLBI son sus siglas en inglés), cuyo objetivo es alcanzar una mayor resolución angular. La razón es que ésta depende linealmente tanto de la frecuencia de operación como del tamaño del 28 radiotelescopio; en VLBI se sustituye el concepto de tamaño por el de distancia entre los instrumentos que participan en la observación (que se denomina «línea de base»). De esta manera, se han creado redes de observación coordinada como la Red Europea de Interferometría (EVN, con 18 radiotelescopios distribuidos por 16 países), el Very Long Baseline Array (VLBA, en EE.UU.), la red de radiotelescopios que desarrollan proyectos de VLBI geodésico, coordinados por el Servicio Internacional de VLBI para Geodesia y Astrometría (IVS), o la red de VLBI a altas frecuencias Global Millimeter VLBI Array (GMVA, que incluye muchos de los radiotelescopios e interferómetros capaces de observar a longitudes de onda de 3 milímetros, separados por distancias de más de 10.000 km). La resolución angular máxima obtenida por el GMVA es de 50 microsegundos de arco, equivalente a la necesaria para distinguir una moneda de un Euro colocada a casi cien mil kilómetros de distancia!. Ninguna otra técnica en Astronomía permite obtener mayor detalle en la estructura de los astros. Y es aquí cuando aparece, como extensión natural de esta búsqueda, el emplazamiento de un radiotelescopio en órbita, lo que permite alcanzar líneas de base de varias decenas de miles de kilómetros. También el impacto de las turbulencias atmosféricas en las observaciones a altas frecuencias sugiere que, en el futuro, puedan construirse redes de radiotelescopios en el espacio. A finales del siglo XX se diseñaron varios proyectos de radiotelescopio espacial, como
Figura 2. El material que rota alrededor de un agujero negro es expulsado en forma de chorro a lo largo de las líneas de campo magnético. Imágenes de altísima resolución obtenidas por combinación de radiotelescopios en Tierra y en el espacio hacen posible desentrañar el mecanismo de dicha emisión. (NAOJ) QUASAT (EE.UU.), RadioAstron (Rusia), ARISE (EE.UU.), o IVS (ESA), que no llegaron a construirse. El proyecto japonés de Observatorio Espacial para VLBI (VSOP, ver Figura 1), en operación entre 1997 y 2003, ha sido el primero de su clase, obteniendo resultados muy espectaculares. EL PROYECTO VSOP/HALCA El satélite VSOP, rebautizado HALCA tras su lanzamiento el 12 de febrero de 1997, fue construido por el Instituto de Ciencias Espaciales y Aeronáuticas de Japón (ISAS) y el Observatorio Astronómico Nacional japonés (NAOJ). Tras desplegar su antena de 8 metros, comenzó su operación a las frecuencias de 1,6 GHz (18 cm) y 5 GHz (6 cm) en una órbita elíptica de 21.000 km de altura (apogeo), y periodo de 6,3 horas. Un receptor de 22 GHz (1,3 cm) sufrió daños en el despegue, y finalmente no pudo ser utilizado. El radiotelescopio participó en observaciones de VLBI hasta octubre de 2003. El proyecto fue diseñado para escudriñar los cielos en búsqueda de información sobre fenómenos que ocurren a escalas inaccesibles hasta entonces: la estructura y colimación de chorros de materia en el núcleo de galaxias activas (AGN) y sus discos de acreción (Figura 2), (mega)máseres extragalácticos, el estudio de campos magnéticos en protoestrellas, máseres en regiones de formación estelar, estrellas binarias de rayos X, remanentes de supernovas, lentes gravitatorias, etc. VSOP también realizó un ambicioso catálogo de AGN a 5 GHz, produciendo mapas de casi trescientos objetos situados a distancias hasta el límite del Universo observable. Algunos de sus resultados más sorprendentes se refieren a la morfología y movimientos de los chorros relativistas en objetos como M 87 (Figura 3), si bien no ha sido posible todavía obtener una imagen de la sombra del agujero negro central, cuyo tamaño se estima no mayor que 26 microsegundos de arco. EL PROYECTO VSOP-2/ASTRO-G Heredero de VSOP, se encuentra el proyecto de un nuevo radiotelescopio que incorporará una antena desplegable de 9 metros de diámetro (Figura 5) en una órbita de hasta 25.000 km de altura máxima. Dotado de receptores de altas prestaciones a las frecuencias de 8 GHz (3,6 cm), 22 GHz (1,3 cm) y 43 GHz (7 mm), permitirá detectar detalles de hasta 38 microsegundos de arco y compararlos con los obtenidos por redes terrestres como el GMVA. Su lanzamiento está previsto para el año 2013. Respecto de su predecesor, VSOP-2 proporciona diez veces mayor frecuencia de observación (lo que permite adentrarse en las regiones centrales, más densas, de las galaxias activas), diez veces mayor resolución angular, y diez veces mayor sensibilidad (gracias a la detección y registro instantáneo de una mayor banda de frecuencias). El instrumento contará II Época / Nº 96 - junio 07 29
Figura 3. A la izquierda, imagen de la galaxia M 87, en el centro del cúmulo de Virgo, a la frecuencia de 1,6 GHz (18 cm) tomada con el VLA (gran escala) y la combinación VLBA+HALCA (detalle central, correspondiente a un tamaño de tan sólo 8 años luz). (NRAO). A la derecha, el chorro de M 87 observado en el visible con el Telescopio Espacial Hubble. (HST/NASA/ESA) con capacidad para realizar observaciones en modo de referencia de fase, relacionando la radiación recibida de los objetos celestes en estudio con la de otros objetos de calibración conocidos, lo que permite aumentar la sensibilidad de las observaciones y también realizar astrometría de alta precisión. Asimismo, la posibilidad de registrar completamente el estado de polarización de la radiación recibida permitirá estudiar la intensidad y orientación del campo magnético de las radiofuentes. PROYECTOS CIENTÍFICOS Uno de los grandes retos actuales de la Astronomía es el estudio de los núcleos de galaxias activas (AGN), considerados los mayores generadores de energía del Universo. Se estima que su enorme emisión (en el rango de 1033 a 1041 W, equivalente a 106 1014 luminosidades solares) proviene de la energía gravitatoria de la materia Figura 4. Esquema de la red global de radiotelescopios en Tierra con los que observará VSOP-2. (ISAS/JAXA) 30 en acreción hacia un agujero negro central. El disco se observa en el óptico, ultravioleta y rayos X. El material que cae rápidamente en el agujero negro produce líneas de emisión muy anchas. Adicionalmente al disco de acreción, en numerosas AGN aparecen chorros de material a velocidades relativistas que se extienden a escalas de muchos kilopársec (miles de años luz), siendo estos los responsables de una intensa emisión radio. El Telescopio Espacial Hubble ha obtenido impresionantes imágenes del disco y chorro en M 87, (Figura 3), aunque no ha sido posible producir imágenes directas del agujero negro supermasivo central, con una masa estimada mayor de 109 masas solares. VSOP-2 proporcionará la resolución angular adecuada para, por primera vez, realizar dichas imágenes, así como para proporcionar información sobre los mecanismos de aceleración y colimación de los chorros y la estructura y campos magnéticos en los discos de acreción de las AGN.
Como complemento a lo anterior, en el entorno del núcleo activo aparece en ocasiones una emisión máser muy intensa de la molécula del agua, denominada megamáser por ser un millón de veces mayor que la observada en regiones de nuestra Galaxia. Su intensidad está relacionada con la proximidad al núcleo, por lo que estudiar su dinámica nos da información privilegiada sobre las condiciones físicas del mismo. Observaciones realizadas con VLBI de la transición máser del agua a 22 GHz nos descubre, por ejemplo, alrededor de la galaxia activa NGC 4258 la presencia de un disco en rotación próximo a un enorme objeto central, un agujero negro. VSOP-2 permitirá expandir el estudio a una muestra mayor de AGN, así como medir con gran precisión la distancia a las mismas, y con ello, la Constante de Hubble. Otro campo donde VSOP-2 puede hacer una contribución muy interesante es en el estudio de brotes de rayos gamma (GRB) cercanos. Se trata de haces breves de rayos gamma muy intensos, que pueden durar desde unos segundos hasta unas pocas horas, en posiciones II Época / Nº 96 - junio 07 Figura 5. Despliegue de una antena similar a la que se usará en VSOP-2. (ISAS/JAXA) aleatorias en el cielo. Considerados como los fenómenos físicos más luminosos del Universo, su origen es todavía desconocido, si bien se creen asociados al choque de estrellas de neutrones o a hipernovas. Finalmente, VSOP-2 permitirá realizar mapas tridimensionales a partir de los movimientos propios de los máseres de agua existentes en regiones de forma- 31
Figura 6. El nuevo radiotelescopio de 40 m del Centro Astronómico de Yebes que participará en la red y observará de manera coordinada con VSOP-2. (OAN/IGN) ción estelar, esenciales para comprender fenómenos como la rotación o la aparición de discos de acreción, la masa de la protoestrella, y la posible formación de sistemas planetarios. La altísima resolución angular que proporcionará VSOP-2 (80 microsegundos de arco a 22 GHz, o 0,04 UA a una distancia de 500 pársec, unos 1.630 años luz) permitirá detectar movimientos propios a velocidades de 10 km/s en tan sólo siete días. Sus observaciones, combinadas con las del Gran Interferómetro Milimétrico de Atacama (ALMA, en construcción), proporcionarán la herramienta precisa Figura 7. La antena de 14 m del Centro Astronómico de Yebes, Guadalajara, dependiente del Instituto Geográfico Nacional (Ministerio de Fomento), podría formar parte del sistema de seguimiento y control de VSOP-2, junto con otras en Japón, EE.UU. o Suráfrica. A la izquierda, vista del radomo exterior de protección. A la derecha, el radiotelescopio en su interior. (OAN/IGN) 32 para investigar la física de las protoestrellas, como por ejemplo el ritmo de acreción de material durante la formación de las mismas. En lo referente al estudio de estrellas en sus últimas etapas de evolución, VSOP-2 también tiene mucho que aportar. En el escenario de las atmósferas extendidas que desarrollan las estrellas AGB, los máseres de agua y monóxido de Silicio (SiO, en las capas más internas de la envoltura circunestelar) son un sensor excepcional de las condiciones físicas de la zona donde arranca la pulsación. La técnica de
referencia de fase, incorporada en el radiotelescopio espacial, permitirá realizar medidas de la posición absoluta (astrométrica) de estos objetos. La comparación de las zonas donde se producen unos y otros máseres permitirá comprobar y mejorar los modelos que intentan explicar los mecanismos por los que se producen (el bombeo) y su distribución espacial. PARTICIPACIÓN ESPAÑOLA EN VSOP-2 España participa activamente en el proyecto VSOP-2 a través del Observatorio Astronómico Nacional, del Instituto Geográfico Nacional (Ministerio de Fomento), que posee un radiotelescopio de 40 metros de diámetro (Figura 6) en el Centro Astronómico de Yebes (Guadalajara), capaz de realizar observaciones astronómicas entre las frecuencias de 2 y 115 GHz. Dicho instrumento es miembro de la Red Europea de Interferometría (EVN) con la que, tras su puesta en funcionamiento en 2007, participará en estudios VLBI. El radiotelescopio espacial VSOP-2 coordinará sus observaciones con la EVN y otras redes, tal y como ocurrió con su antecesor. Como el satélite no dispone de estándar de frecuencia, imprescindible para relacionar las señales recibidas por los elementos de la red VLBI, dicha señal II Época / Nº 96 - junio 07 será enviada desde las estaciones de seguimiento y control a la frecuencia de 40 GHz. El radiotelescopio de 14 metros de diámetro (Figura 7) disponible en Yebes podría ser utilizado para este fin, así como para recibir los datos obtenidos por VSOP-2 para su envío al correlador, por lo que se están realizando los estudios necesarios para su adecuación a este nuevo uso. PARA MÁS INFORMACIÓN Observatorio Astronómico Nacional: www.oan. es Proyecto VSOP-2: www.vsop.isas.jaxa.jp/ vsop2/ Proyecto VSOP/HALCA: www.vsop.isas.jaxa. jp Very Large Baseline Array (VLBA): www.vlba. nrao.edu Red Europea de Interferometría (EVN): www. evlbi.org Interferometría de muy larga base (VLBI): en.wikipedia.org/wiki/very_long_baseline_interferometry Introducción a la radioastronomía (en español): www.laeff.esa.es/partner/cursos/radio/cursorad. php?r=ind y es.wikipedia.org/wiki/radioastronomía 33