Introducción a la ciencia I. Ciencias Físicas (14 page)

El espectroscopio podía localizar nuevos elementos no sólo en la Tierra, sino también en el firmamento. En 1868, el astrónomo francés Pierre-Jules-César Janssen observó un eclipse total de Sol desde la India, y comunicó la aparición de una línea espectral que no podía identificar con la producida por cualquier elemento conocido. El astrónomo inglés Sir Norman Lockyer, seguro de que tal línea debía de representar un nuevo elemento, lo denominó «helio», de la voz griega con que se designa el «Sol». Sin embargo, transcurrirían 30 años más antes de que se descubriera el helio en nuestro planeta.

Como ya hemos visto, el espectroscopio se convirtió en un instrumento para medir la velocidad radial de las estrellas, así como para investigar otros muchos problemas, por ejemplo las características magnéticas de una estrella, su temperatura, si era simple o doble, etc.

Además, las líneas espectrales constituían una verdadera enciclopedia de información sobre la estructura atómica, que, sin embargo, no pudo utilizarse adecuadamente hasta después de 1890, cuando se descubrieron las partículas subatómicas en el interior del átomo. Por ejemplo, en 1885, el físico alemán Johann Jakob Balmer demostró que el hidrógeno producía en el espectro toda una serie de líneas, que se hallaban espaciadas con regularidad, de acuerdo con una fórmula relativamente simple. Este fenómeno fue utilizado una generación más tarde, para deducir una imagen importante de la estructura del átomo de hidrógeno (véase capítulo 8).

El propio Lockyer mostró que las líneas espectrales producidas por un elemento dado se alteraban a altas temperaturas. Esto revelaba algún cambio en los átomos. De nuevo, este hallazgo no fue apreciado hasta que se descubrió que un átomo constaba de partículas más pequeñas, algunas de las cuales eran expulsadas a temperaturas elevadas, lo cual alteraba la estructura atómica y, por tanto, la naturaleza de las líneas que producía el átomo. (Tales líneas fueron a veces interpretadas erróneamente como nuevos elementos, cuando en realidad el helio es el único elemento nuevo descubierto en los cielos.)

Cuando, en 1830, el artista francés Louis-Jacques Mandé Daguerre obtuvo los primeros «daguerrotipos» e introdujo así la fotografía, ésta se convirtió pronto en un valiosísimo instrumento para la Astronomía. A partir de 1840, varios astrónomos americanos fotografiaron la Luna, y una fotografía tomada por George Phillips Bond impresionó profundamente en la Exposición Internacional celebrada en Londres en 1851. También fotografiaron el Sol. En 1860, Secchi tomó la primera fotografía de un eclipse total de Sol. Hacia 1870, las fotografías de tales eclipses habían demostrado ya que la corona y las protuberancias formaban parte del Sol, no de nuestro satélite.

Entretanto, a principios de la década iniciada con 1850, los astrónomos obtuvieron también fotografías de estrellas distantes. En 1887, el astrónomo escocés David Gilí tomaba de forma rutinaria fotografías de las estrellas. De esta forma, la fotografía se hizo más importante que el mismo ojo humano para la observación del Universo.

La técnica de la fotografía con telescopio ha progresado de forma constante. Un obstáculo de gran importancia lo constituye el hecho de que un telescopio grande puede cubrir sólo un campo muy pequeño. Si se intenta aumentar el campo aparece distorsión en los bordes. En 1930, el óptico ruso-alemán Bernard Schmidt ideó un método para introducir una lente correctora, que podía evitar la distorsión. Con esta lente podía fotografiarse cada vez una amplia área del firmamento y observarla en busca de objetos interesantes, que luego podían ser estudiados con mayor detalle mediante un telescopio convencional. Como quiera que tales telescopios son utilizados casi invariablemente para los trabajos de fotografía, fueron denominados
cámaras de Schmidt
.

Las cámaras de Schmidt más grandes empleadas en la actualidad son una de 53 pulgadas, instalada en Tautenberg (ex R. D. de Alemania), y otra de 48 pulgadas, utilizada junto con el telescopio Hale de 200 pulgadas, en el Monte Palomar. La tercera, de 39 pulgadas, se instaló, en 1961, en un observatorio de la Armenia soviética.

Hacia 1800, William Herschel (el astrónomo que por vez primera explicó la probable forma de nuestra galaxia) realizó un experimento tan sencillo como interesante. En un haz de luz solar que pasaba a través de un prisma, mantuvo un termómetro junto al extremo rojo del espectro. La columna de mercurio ascendió. Evidentemente, existía una forma de radiación invisible a longitudes de onda que se hallaban por debajo del espectro visible. La radiación descubierta por Herschel recibió el nombre de
infrarroja
—por debajo del rojo—. Hoy sabemos que casi el 60 % de la radiación solar se halla situada en el infrarrojo.

En 1801, el físico alemán Johann Wilhelm Ritter exploró el otro extremo del espectro. Descubrió que el nitrato de plata, que se convierte en plata metálica y se oscurece cuando es expuesto a la luz azul o violeta, se descomponía aún más rápidamente al colocarla por debajo del punto en el que el espectro era violeta. Así, Ritter descubrió la «luz» denominada ahora
ultravioleta
(más allá del violeta). Estos dos investigadores, Herschel y Ritter, habían ampliado el espectro tradicional y penetrado en nuevas regiones de radiación.

Estas nuevas regiones prometían ofrecer abundante información. La región ultravioleta del espectro solar, invisible a simple vista, puede ponerse de manifiesto con toda claridad mediante la fotografía. En realidad, si se utiliza un prisma de cuarzo —el cuarzo transmite la luz ultravioleta, mientras que el cristal corriente absorbe la mayor parte de ella— puede registrarse un espectro ultravioleta bastante complejo, como lo demostró por vez primera, en 1852, el físico británico George Gabriel Stokes. Por desgracia, la atmósfera sólo permite el paso de radiaciones del
ultravioleta cercano
, o sea la región del espectro constituida por longitudes de onda casi tan largas como las de la luz violeta. El
ultravioleta lejano
, con sus longitudes de onda particularmente cortas, es absorbido en la atmósfera superior.

En 1860, el físico escocés James Clerk Maxwell elaboró una teoría que predecía la existencia de toda una familia de radiaciones asociadas a los fenómenos eléctricos y magnéticos
(radiación electromagnética)
, familia de la cual la luz corriente era sólo una pequeña fracción. La primera radiación definida de las predichas por él llegó un cuarto de siglo más tarde, siete años después de su prematura muerte por cáncer. En 1887, el físico alemán Heinrich Rudolf Hertz, al generar una corriente oscilatoria a partir de la chispa de una bobina de inducción, produjo y detectó una radiación de longitudes de onda extremadamente largas, mucho más largas que las del infrarrojo corriente. Se les dio el nombre de
ondas radio
.

Las longitudes de onda de la luz visible se miden en micras o micrones (milésima parte del milímetro, representada por una letra griega
m
). Se extienden desde las 0,39 (extremo violeta) a las 0,78
m
(extremo rojo). Seguidamente se encuentra el «infrarrojo cercano» (0,78
m
a 3
m
), el «infrarrojo medio» (3
m
a 30
m
) u el «infrarrojo lejano» (30
m
a 1.000
m
). Aquí es donde empiezan las ondas radio: las denominadas «ondas ultracortas» se extienden desde las 1.000 a las 160.000
m
y las radioeléctricas de onda larga llegan a tener muchos miles de millones de micras.

La radiación puede caracterizarse no sólo por la longitud de onda, sino también por la «frecuencia», o sea, el número de ondas de radiación producidas por segundo. Este valor es tan elevado para la luz visible y la infrarroja, que no suele emplearse en estos casos. Sin embargo, para las ondas de radio la frecuencia alcanza cifras más bajas, y entonces es ventajoso definirlas en términos de ésta. Un millar de ondas por segundo se llama «kilociclo», y un millón de ondas por segundo «megaciclo». La región de las ondas ultracortas se extiende desde los 300.000 hasta los 1.000 megaciclos. Las ondas de radio mucho mayores, usadas en las emisoras de radio corrientes, se hallan en el campo de frecuencia de los kilociclos.

Una década después del descubrimiento de Hertz, se extendió, de forma similar, el otro extremo del espectro. En 1895, el físico alemán Wilhelm Konrad Roentgen descubrió, accidentalmente, una misteriosa radiación que denominó
rayos X
. Sus longitudes de onda resultaron ser más cortas que las ultravioleta. Posteriormente, Rutherford demostró que los
rayos gamma
, asociados a la radiactividad, tenían una longitud de onda más pequeña aún que las de los rayos X.

La mitad del espectro constituido por las ondas cortas se divide ahora de una manera aproximada, de la siguiente forma: las longitudes de onda de 0,39 a 0,17
m
pertenecen al «ultravioleta cercano»; de las 0,17 a la 0,01
m
al «ultravioleta lejano»; de las 0,01 a las 0,00001
m
a los rayos X, mientras que los rayos gamma se extienden desde esta cifra hasta menos de la milmillonésima parte de la micra.

Así, pues, el espectro original de Newton se había extendido enormemente. Si consideramos cada duplicación de una longitud de onda como equivalente a una octava (como ocurre en el caso del sonido), el espectro electromagnético, en toda su extensión estudiada, abarca 60 octavas. La luz visible ocupa sólo una de estas octavas, casi en el centro del espectro.

Por supuesto que con un espectro más amplio podemos tener un punto de vista más concreto sobre las estrellas. Sabemos, por ejemplo, que la luz solar es rica en luz ultravioleta e infrarroja. Nuestra atmósfera filtra la mayor parte de estas radiaciones; pero en 1931, y casi por accidente, se descubrió una ventana de radio al Universo.

Karl Jansky, joven ingeniero radiotécnico de los Laboratorios de la «Bell Telephone», estudió los fenómenos de estática que acompañan siempre a la recepción de radio. Apareció un ruido muy débil y constante, que no podía proceder de ninguna de las fuentes de origen usuales. Finalmente, llegó a la conclusión de que la estática era causada por ondas de radio procedentes del espacio exterior.

Al principio, las señales de radio procedentes del espacio parecían más fuertes en la dirección del Sol; pero, con los días, tal dirección fue desplazándose lentamente desde el Sol y trazando un círculo en el cielo. Hacia 1933, Jansky emitió la hipótesis de que las ondas de radio procedían de la Vía Láctea y, en particular, de Sagitario, hacia el centro de la Galaxia.

Así nació la «radioastronomía». Los astrónomos no se sirvieron de ella en seguida, pues tenía graves inconvenientes. No proporcionaba imágenes nítidas, sino sólo trazos ondulantes sobre un mapa, que no eran fáciles de interpretar. Pero había algo más grave aún: las ondas de radio eran de una longitud demasiado larga para poder resolver una fuente de origen tan pequeña como una estrella. Las señales de radio a partir del espacio ofrecían longitudes de onda de cientos de miles e incluso de millones de veces la longitud de onda de la luz, y ningún receptor convencional podía proporcionar algo más que una simple idea general de la dirección de que procedían. Un
radiotelescopio
debería tener una «cubeta» receptora un millón de veces mayor que el espejo de un telescopio óptico para producir una foto nítida del firmamento. Para que una cubeta de radio fuese el equivalente a un telescopio de 200 pulgadas, debería extenderse en una longitud de unos 6.000 km y tener dos veces el área de Estados Unidos, lo cual era manifiestamente imposible.

Estas dificultades oscurecieron la importancia del nuevo descubrimiento, hasta que un joven radiotécnico, Grote Reber, por pura curiosidad personal, prosiguió los estudios sobre este hallazgo. Hacia 1937, gastó mucho tiempo y dinero en construir, en el patio de su casa, un pequeño «radiotelescopio» con un «reflector» paraboloide de unos 900 cm de diámetro, para recibir y concentrar las ondas de radio. Empezó a trabajar en 1938, y no tardó en descubrir una serie de fuentes de ondas de radio distintas de la de Sagitario una, en la constelación del Cisne, por ejemplo, y otra en la de Casiopea. (A tales fuentes de radiación se les dio al principio el nombre de «radioestrellas», tanto si las fuentes de origen eran realmente estrellas, como si no lo eran; hoy suelen llamarse «fuentes radio».)

Durante la Segunda Guerra Mundial, mientras los científicos británicos desarrollaban el radar, descubrieron que el Sol interfería sus señales al emitir radiaciones en la región de las ondas ultracortas. Esto excitó su interés hacia la Radioastronomía, y, después de la guerra, los ingleses prosiguieron sus radiocontactos con el Sol. En 1950 descubrieron que gran parte de las señales radio procedentes del Sol estaban asociadas con sus manchas. (Jansky había realizado sus experiencias durante un período de mínima actividad solar, motivo por el cual había detectado más la radiación galáctica que la del Sol.)

Y lo que es más, desde que la tecnología del radar ha empleado las mismas longitudes de onda de la radioastronomía, a finales de la Segunda Guerra Mundial, los astrónomos tuvieron a su disposición una gran serie de instrumentos adaptados a la manipulación de las microondas que no existían antes de la guerra. Éstos se mejoraron con rapidez y creció en seguida el interés por la radioastronomía.

Los británicos fueron los pioneros en la construcción de grandes antenas y series de receptores muy separados (técnica usada por primera vez en Australia) para hacer más nítida la recepción y localizar las estrellas emisoras de ondas radio. Su pantalla, de 75 m, en Jodrell Bank, Inglaterra —construida bajo la supervisión de Sir Bernard Lowell—, fue el primer radiotelescopio verdaderamente grande.

Se encontraron otras formas de mejorar la recepción. No resultó necesario construir radiotelescopios imposiblemente enormes para lograr una resolución elevada. En vez de ello, se puede construir radiotelescopios de un tamaño adecuado en lugares separados por una gran distancia. Si ambas pantallas son cronometradas gracias a unos
relojes atómicos
superexactos y pueden moverse al unísono con ayuda de una inteligente computerización, los dos juntos lograrán resultados similares a los producidos por una sola pantalla mayor que la anchura combinada, aparte de la distancia de separación. Tales combinaciones de pantallas se dice que son radiotelescopios con una
larga línea de base
e incluso
muy larga línea de base
. Los astrónomos australianos, con un país grande y relativamente vacío a su disposición, fueron los pioneros en este avance; y, en la actualidad, pantallas que cooperan en California y en Australia han conseguido líneas de base de más de 10.000 kilómetros.