Ojo en el cielo

 

Uno de los reinos de los grandes telescopios se encuentra en las montañas al norte de Chile, en las áridas y elevadas mesetas del desierto de Atacama. Allí, el Observatorio Europeo del Sur (ESO) ha construido cuatro telescopios de 8,2 metros que reciben el nombre genérico de Very Large Telescope (VLT). Con una resolución sin precedentes y una superficie óptica todavía no superada, el VLT es capaz de obtener las imágenes más diáfanas de los objetos más débiles y remotos del Universo. Este conjunto de telescopios se encuentran en el límite de la tecnología actual y gracias a ellos los astrónomos son capaces de explorar territorios hasta ahora desconocidos del Cosmos.

El 1 de abril de 1999 vio su “primera luz” el primer telescopio del conjunto VLT: Antu. Un año más tarde entraba en funcionamiento el segundo, Kueyen, en junio de 2001 lo hizo Yepun y en agosto de ese mismo año Melipal. Todos ellos constituyen el esfuerzo combinado de físicos, ingenieros y astrónomos que durante décadas han intentado construir cada vez mayores telescopios para, como dijo Pasteur, “levantar una punta del velo con el que Dios ha cubierto su obra”.

Los mayores telescopios de todos los observatorios del mundo son del tipo reflector o de espejo. Ahora bien, construir espejos cada vez más grandes resulta una empresa costosa y fútil: el que en 1948 se convirtiera en el mayor del mundo, el famoso telescopio Hale de Monte Palomar, tiene un espejo con un diámetro de 5 metros, un grosor de más de 60 centímetros y un peso de 20 toneladas. Para mantener en su sitio semejante espejo los ingenieros tuvieron que diseñar una colosal estructura. Multiplicar por dos el diámetro del espejo sería una verdadera pesadilla para el ingeniero que tuviera que diseñar la manera de soportarlo.

Una forma de evitarlo se le ocurrió a Jerry Nelson, de la Universidad de California en Santa Cruz: en lugar de construir un único espejo de 10 metros, ¿por qué no utilizar 36 espejos de un metro dispuestos como las celdas de un panal de abeja? Así nacieron los gemelos Keck, situados en la caldera de un volcán ya extinguido de la islas Hawai, Mauna Kea.

Los ingenieros europeos del VLT recogieron esta idea y la ampliaron: construyeron espejos increíblemente delgados (de ‘solo’ 20 centímetros de grosor) para construir su telescopio de 8 metros. Este diseño tan frágil descansa en una serie de pistones controlados por ordenador de manera que preserve la forma del espejo a medida que el telescopio se mueve apuntando a los diferentes objetos celestes.

Pero no todo termina aquí. Todo lo contrario. Es a partir de este punto donde empieza la verdadera high-tech. Su nombre: óptica adaptativa. La idea es antigua; data de 1953, cuando Horace Babcock, de los Observatorios Hale en California, formuló por primera vez sus principios. Pero estaba fuera de las posibilidades técnicas de aquella época.

Únicamente a finales de los 1980 se instaló el primer prototipo en el telescopio de 3,6 metros en el observatorio de ESO en el Cerro La Silla. Por entonces, la mayor parte de los desarrollos tecnológicos en este campo estaban siendo realizados secretamente por las agencias militares, especialmente por la Iniciativa de Defensa Estratégica de los Estados Unidos, promovida por el entonces presidente Ronald Reagan.

En mayo de 1991, tras el final de la Guerra Fría, la investigación en óptica adaptativa fue desclasificada y por fin los astrónomos de todo el mundo pudieron tener acceso a sus resultados. En la última década se ha convertido en una herramienta estándar en el diseño de todos los grandes telescopios del mundo (como el Gran Telescopio de Canarias), pero aún está lejos de convertirse en algo rutinario. El efecto que ha tenido la óptica adaptativa ha sido tal que las nuevas de generaciones de telescopios no hubieran tenido sentido sin ella.

Pero, ¿qué es la óptica adaptativa? La idea básica es muy sencilla. Del mismo modo que la señal de televisión codificada se puede descodificar con un aparato adecuado, la luz borrosa de una estrella se puede “desborrar” si sabemos exactamente cómo se ha emborronado.

Los astrónomos saben quién es el culpable de que las imágenes de las estrellas y galaxias no salgan todo lo nítidas que les gustaría: la atmósfera. Por eso, las imágenes tomadas por el “pequeño” telescopio espacial Hubble -con un espejo de poco más de 2 metros- son infinitamente más nítidas que las tomadas con el de Monte Palomar, con un espejo de más del doble de diámetro.

Cualquiera de nosotros puede notar a simple vista el efecto de la perturbación en la luz introducida por nuestra atmósfera: si una noche miramos las estrellas, por muy clara que sea, veremos cómo tililan, parpadean. Este es el efecto combinado de pequeñas distorsiones provocadas por ligerísimas diferencias de temperatura entre diferentes partes de la atmósfera (o celdas, cuyos tamaños van de los centímetros a los metros).

Cada celda que se encuentran en el camino de la luz hacia la boca del telescopio, a diferentes alturas y moviéndose en distintas direcciones, actúa como una débil lente que desvía levemente la trayectoria del rayo de luz que la atraviesa. El resultado es una imagen borrosa y cambiante (se modifica del orden de cientos de veces por segundo).

Para volver a alinear los rayos de luz provenientes de una estrella o galaxia, un sistema de óptica adaptativa debe hacer dos cosas: determinar todas las distorsiones en cada momento e imponer los cambios a uno de los elementos ópticos del sistema para que corrija esas distorsiones.

Para ello, tras el espejo principal el VLT cuenta con 150 cristales piezoeléctricos (actuators), los cuales pueden expandirse o contraerse unas pocas millonésimas de metro al pasar una corriente eléctrica por su interior. Esto provoca que el espejo se deforme levemente corrigiendo la imagen obtenida.

El sistema de análisis necesita 30 segundos para calcular el efecto conjunto de la atmósfera tomando una estrella de referencia del campo que en ese momento es objeto de observación. En ese tiempo el ordenador calcula cada una de las desviaciones ópticas producidas y determina la fuerza de corrección que debe realizar cada elemento activo sobre el espejo primario del telescopio. De este modo, mediante un sistema de inteligencia artificial las distintas imágenes obtenidas, compara las imágenes obtenidas y escoge aquella que de la mejor resolución.

Esta nueva generación de telescopios está obteniendo imágenes que antes sólo se podían imaginar tomadas desde el espacio. Pero el deseo de los astrónomos no se detiene con estos telescopios que rondan los diez metros. Hay que ir por el más grande y más difícil: uno de ellos es el California Extremely Large Telescope, de 30 metros de espejo. Pero quine se lleva la palma es el que en estos momentos tienen en sus mesas de diseño los ingenieros de ESO: el Overwhelmingly Large Telescope, un monstruo con una superficie de recogida de luz mayor que un campo de fútbol.