Source: http://www.librosmaravillosos.com/historiadelosespejos/capitulo11.html
Timestamp: 2017-10-19 11:05:17+00:00

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Radios celestiales, rayos X divinos
Casi al principio de los tiempos, unos cuantos fotones arcaicos... abandonaron algún quásar para viajar por el espacio, sin chocar con nada —una buena demostración de lo vacío que está el universo—, hasta que algunos, dos o tres veces más viejos que la Tierra, se toparon con un espejo.
Richard Preston, First Light [Primera luz]
En la década de los veinte se produjo otra transformación. Las radios invadieron los hogares estadounidenses, uniendo todos los rincones del país mediante largas e invisibles ondas electromagnéticas y fomentando la acomplejada cultura que empujaba a la gente hacia el espejo. En 1930, las firmas de cosméticos invirtieron tres millones doscientos mil dólares en anuncios radiofónicos. Pero ¿quién iba a pensar que la radio conduciría a la invención de un espejo diferente, una clase de espejo que transformaría nuestra visión del universo?
En el otoño de 1930, Karl Jansky, un técnico de veinticinco años que trabajaba en los Laboratorios Bell de Holmdel, Nueva Jersey, en lo que antes era una granja de patatas, armó un extraño aparato con tubos de bronce, algo parecido a un ala mutada de biplano apoyada sobre las cuatro ruedas de un Ford modelo T. La antena, que funcionaba con un motor de cuatro caballos, medía 28 metros y completaba pesadamente una revolución completa cada veinte minutos, explorando el cielo en busca de ondas de radio de 14,6 metros, denominadas «ondas cortas» para diferenciarlas de las «largas» (de más de doscientos metros entre crestas) que se empleaban entonces para la transmisiones de radio.
En la década de los veinte, los radioaficionados habían descubierto que las ondas cortas eran sorprendentemente eficaces para establecer contacto con el extranjero, pues la zona superior de la atmósfera —la ionosfera— actúa como un gigantesco espejo esférico para las ondas de esa longitud, reflejándolas y reenviándolas a la tierra. En 1929, Bell comenzó a ofrecer un caro servicio de radiotelefonía transatlántica, pero unas interferencias misteriosas interrumpían a menudo la comunicación. Jansky fue designado para investigar qué ocurría.
En enero de 1932 había llegado a la conclusión de que las principales responsables eran las tormentas eléctricas, pero entonces descubrió otra misteriosa radiofuente de bajo nivel «que cambia continuamente de dirección durante el día y da una vuelta completa a la brújula cada veinticuatro horas». Aunque sospechaba que las radiaciones procedían del sol, le intrigaba el hecho de que ese «zumbido continuo, semejante al ruido atmosférico» se presentara cada vez más temprano conforme transcurrían los días y las semanas. El 31 de agosto de 1932 hubo un eclipse parcial de sol y en consecuencia la luna impidió el paso de la radiación solar, pero el zumbido permaneció tan fuerte como de costumbre, de manera que la fuente no podía ser el sol.
El desconcertado Jansky discutió el misterio con Melvin Skellett, un ingeniero de los Laboratorios Bell que casualmente había estudiado astronomía en Princeton. Cuando Skellett se enteró de que el zumbido se había adelantado exactamente un día en el transcurso de un año, comprendió de inmediato que seguía el tiempo sidéreo, o estelar, de modo que cada día aparecía cuatro minutos antes en relación con la salida del sol. En otras palabras, el zumbido de Jansky procedía del espacio exterior.
«Esa cosa, sea lo que fuere, proviene de algo... que está fuera del sistema solar —escribió Jansky a sus padres en diciembre de 1932—. Viene de la dirección... hacia la cual se mueve el sistema solar.» Jansky anunció discretamente su conclusión en una pequeña reunión de especialistas en ondas hercianas. El 5 de mayo de 1933, sin embargo, el New York Times publicó la noticia en primera página. «Se detectan nuevas ondas de radio originadas en el centro de la Vía Láctea... No hay indicios de señales interestelares.»
Otras noticias más apremiantes, relacionadas con los nazis y la depresión económica, volvieron a relegar a Jansky a un relativo anonimato. Sin embargo, él deseaba continuar trabajando en su descubrimiento. Sabía que se aventuraba en un nuevo campo de la astronomía y que éste requeriría una nueva clase de espejo, de manera que solicitó fondos a su jefe para construir un disco de 30 metros, pero se los denegaron. Bell lo mantuvo tan ocupado con proyectos mundanos que no pudo hacer grandes progresos en su investigación. Aquejado de una enfermedad renal murió en 1950, a los cuarenta y cuatro años.
El radiotelescopio de Grote Reber
Durante los años de la Gran Depresión, algunos científicos curiosos prestaron atención a los hallazgos de Jansky. Grote Reber contaba veintidós años cuando leyó los artículos de Jansky, en 1933. «Era obvio que Jansky había hecho un descubrimiento fundamental», escribió más tarde, pero era igualmente obvio que necesitaba un equipo mejor para examinar las ondas de radio procedentes del espacio. «La única antena viable sería un reflector o un espejo parabólico. Al cambiar el sencillo dispositivo focal, sería posible conseguir que el espejo sintonizase una amplia gama de frecuencias.»
Por lo tanto, durante cuatro meses de 1937, Reber dedicó su tiempo libre (trabajaba para un fabricante de aparatos de radio de Chicago) a construir un disco parabólico de madera de 9,5 metros, que recubrió con una capa de hierro galvanizado sujeta con tornillos. En el plano focal, 6 metros por encima del disco, instaló lo que parecía un bidón de doscientos litros que contenía los detectores. La antena de Reber sólo podía moverse hacia arriba y hacia abajo, de manera que era algo parecido a un radiotelescopio de anteojo central que dependía de la rotación de la Tierra para alcanzar los objetos a observar.
Es importante comprender el modo en que los espejos reflejan la «luz invisible» perteneciente al sector infrarrojo. La luz que vemos llega en longitudes de onda extremadamente pequeñas, del orden de milmillonésimas de metro.1 En consecuencia, un espejo astronómico ha de ser preciso en extremo y estar perfectamente pulido para registrar una fracción de esas longitudes de onda. Puesto que las ondas de radio son casi un millón de veces más largas que las de la luz visible, no requieren espejos tan precisos. De hecho, cuanto mayor es la longitud de onda, menos preciso ha de ser el espejo; por eso algunas antenas de radio parecen hechas con alambre de gallinero. Siempre que el espacio entre los alambres sea inferior a la longitud de onda, se reflejará la mayor parte de la radiación.
Por otra parte, cuanto menor es la longitud de onda, más densa ha de ser la malla, hasta el punto de necesitar superficies sólidas, como la antena de Reber. Puesto que la radio es algo que oímos, tendemos a imaginar los receptores como «grandes orejas», pero en realidad son grandes ojos que «miran» el universo en una determinada longitud de onda. Uno puede sintonizar la frecuencia y oír las interferencias, pero un medio visual permite registrar las ondas con mayor precisión. Como todas las formas de radiación electromagnética viajan a la velocidad de la luz, la frecuencia de las ondas aumenta conforme la longitud de onda se reduce. Por lo tanto, las referencias a la longitud de onda y a la frecuencia son intercambiables.
Para los radioastrónomos, el reflector parabólico tiene la ventaja de que enfoca las ondas en un pequeño plano circular, de manera que resulta fácil cambiar el detector que «capta» selectivamente una longitud de onda determinada, traduciendo los resultados en señales eléctricas amplificadas que pueden registrarse en gráficos y mapas.
En consecuencia, la buena noticia es que los radiotelescopios son versátiles, no necesitan estar perfectamente pulidos y pueden usarse para captar una amplia gama de longitudes de onda utilizando un detector distinto cada vez. Pero hay un inconveniente. Para «ver» tan bien como el ojo humano, un radiotelescopio tendría que ser un millón de veces más grande que éste.
Grote Reber sabía que su espejo de 9,5 metros no podría captar muchas ondas de radio, pero cuanto más pequeña fuera la longitud de onda, mayor sería la «captación de luz invisible». En 1938, comenzó con un detector de ondas de 9,1 centímetros, dirigiendo el telescopio a diversas regiones de la Vía Láctea, estrellas brillantes, el sol y los planetas. Aunque los radiotelescopios funcionan perfectamente tanto de día como de noche (las ondas de radio atraviesan las nubes y los cielos azules), descubrió que si trabajaba por la noche evitaba las interferencias de las bujías de encendido de los automóviles o las avionetas que sobrevolaban la zona.
Por lo tanto, Reber permanecía en vela desde la medianoche hasta las seis de la mañana, luego recorría cuarenta y cinco kilómetros en coche para ir a Chicago, donde diseñaba receptores de radio, volvía a casa, se prepara la cena, dormía hasta la medianoche y comenzaba el ciclo otra vez. Pero sólo descubrió fluctuaciones irregulares. Entonces probó con ondas de 33 centímetros. Nada. Finalmente usó un detector más sensible y logró sintonizar las radioemisiones de la Vía Láctea. En 1941, con la ayuda de un registrador automático (hasta entonces había realizado los gráficos a mano), llevó a cabo su primera exploración del cielo. Tras añadir otras mejoras, y centrándose en una longitud de onda más larga (1,87 m), consiguió identificar las radioemisiones del sol, Sagitario (situada en medio de la Vía Láctea), Cygnus y Casiopea. En 1944 envió un estudio con el primer mapa de las radiaciones celestes al director de Astrophysical Journal, Otto Struve, que no encontró a ningún revisor dispuesto a defenderlo. Convencido de que el trabajo de Reber merecía tenerse en cuenta, y ante la escasez de colaboraciones motivada por la guerra, Struve lo publicó de todos modos.
El radar madura
Mientras Grote Reber exploraba el cielo desde el patio trasero de su casa de Illinois, los británicos se preparaban para una guerra en la que las ondas de radio reflejadas desempeñarían un papel fundamental. En 1924, el físico británico Edward Victor Appleton se basó en los ecos de las señales de radio para determinar la altura de la ionosfera. Otro físico británico inventó el primer radar (un acrónimo de Radio Detection and Rangingo «detección y situación por radio») en 1935, y en 1939 Gran Bretaña instaló una cadena de estaciones de radar en sus costas meridional y oriental. Los alemanes, por su parte, habían creado los detectores Würzburg, unos platos de 7,5 metros de diámetro que guiaban a la artillería antiaérea y detectaban aviones enemigos.
Ante las presiones de Winston Churchill, muchos científicos británicos jóvenes compitieron frenéticamente en la construcción de radares nuevos y más potentes. Un radar emite un fuerte impulso de radio dirigido y luego detecta ecos de la misma longitud de onda. Puesto que se conoce la velocidad a la que viajan los haces radioeléctricos en sus trayectorias de ida y vuelta (es la misma que la de la luz), resulta fácil determinar a qué distancia se encuentra el objeto en que se reflejan y, si se cambia la dirección del haz, también es fácil precisar su dirección. El primer radar emitía ondas de 10 metros desde antenas situadas en lo alto de unas torres de 72 metros, pero pronto quedó claro que para hacer un radar lo bastante pequeño para instalarlo en un avión, los científicos debían trabajar con longitudes de onda mucho más cortas.
Bernard Lovell y su equipo redujeron la longitud de onda a 1,5 m, luego a 10 cm y, finalmente, cuando la guerra estaba a punto de terminar, a 1,25 cm. La forma más eficaz de dirigir un potente haz radioeléctrico consistía en usar una estructura parabólica que se comportase como un reflector y emitir los haces desde el plano focal. Luego convenía utilizar receptores similares para detectar la radiación que regresaba. De esta manera, los aviones y los barcos se convertían en «espejos» que devolvían los haces al radar y que actuaban a la vez como transmisores y receptores. Instalados debajo de los bombarderos, estos radares portátiles permitían ver a través de las nubes y bombardear ciudades como Hamburgo y Berlín. Con una modificación en la forma, y combinados con un poderoso foco que se encendía en el último momento, podían localizar submarinos por la noche.
Los aviones y los objetivos terrestres respondían al radar «interfiriéndolo» con una descarga de ondas parásitas. Los pilotos estadounidenses lanzaron fardos de finas cintas de aluminio para crear millones de espejos artificiales y confundir al radar enemigo. «¡Los bombarderos se están multiplicando!», exclamó el alarmado operador de un Würzburg.
En Inglaterra se encargó a Stanley Hey que investigara el problema de las interferencias intencionadas. En febrero de 1942, los radares de la costa detectaron fuertes interferencias que hicieron temer un ataque inminente de la Luftwaffe alemana. No obstante Hey advirtió que lo que estaba perturbando el radar con ondas de radio de «sorprendente intensidad» no eran los alemanes, sino una mancha solar grande y activa. Redactó un informe militar confidencial. Dos años después, trató de diseñar un nuevo sistema de radar que detectase misiles V-2. «A una altura de unos cien kilómetros se percibieron ecos transitorios que provocaron falsas alarmas», recordó Hey más adelante. Resultaron ser reflexiones de estelas de meteoritos.
Entretanto, como los científicos de la Holanda ocupada no podían participar activamente en la resistencia, se dedicaron a teorizar. Jan Oort, que había leído los artículos de Grote Reber, le expuso a su colega Hendrik van de Hulst su hipótesis de que en las ondas de radio podía haber líneas de emisión y de absorción, como en el espectro óptico. Van de Hulst predijo que el hidrógeno atómico —el elemento más simple y más extendido del universo— emitía en una longitud de onda de 21 centímetros. Sin embargo, no era probable que alguien observase estas ondas alguna vez. Cada once millones de años, un solo electrón del átomo de hidrógeno cambia de dirección y emite o absorbe una minúscula cantidad de energía a 21 centímetros. El gas interestelar está tan diluido que contiene apenas un átomo por centímetro cúbico. Sin embargo, unos años después los radioastrónomos encontraron la línea. Hay tanto hidrógeno frío en el espacio que sus emisiones son lo bastante intensas para permitir trazar un mapa de muchas regiones del universo.
El descubrimiento del radiouniverso
En 1945, cuando finalizó la segunda guerra mundial, los magos del radar, sobre todo los de Inglaterra y Australia, dirigieron su atención a la radioastronomía. En 1946, Stanley Hey publicó los estudios que hasta entonces había guardado en secreto sobre las radioemisiones de las erupciones solares y las reflexiones de las estelas de meteoritos. Al principio, la investigación se centró en el sol, que es un transmisor de radio relativamente débil. Los investigadores se quedaron atónitos al comprobar que a pesar de que la temperatura del sol es de 6000° K a las longitudes de onda ópticas, a una longitud de onda de 1,5 metros era de un millón de grados K.2 Las longitudes de onda más largas procedían de una zona situada muy por encima de la superficie solar, la corona, que (sorprendentemente) es mucho más caliente todavía.
Usando los receptores de radar del ejército a una longitud de onda de un metro, Hey estudió las «interferencias cósmicas» de Reber, que revelaban una potente radiofuente en la constelación del Cisne, más tarde bautizada con el nombre de Cygnus A. Pero ¿exactamente en qué parte de Cygnus? Los novatos radioastrónomos no podían situar con precisión las radiofuentes en el cielo, ya que para ver una longitud de onda de 10 centímetros con la misma resolución con que el ojo humano percibe las ondas lumínicas corrientes, habrían necesitado un espejo parabólico de unos 300 metros de diámetro.
Por lo tanto, comenzaron a servirse de la interferometría. Para comprender cómo funciona este sistema, imagine que construye un espejo parabólico de un kilómetro y medio de ancho. Demasiado grande, ¿no?
Ahora imagine que, en cambio, coloca dos espejos pequeños a una distancia de un kilómetro y medio entre sí. No captará tantas ondas de radio, de manera que no verá tan lejos ni con tanta claridad como lo haría con un espejo de un kilómetro y medio de diámetro, pero al combinar las ondas y observar las franjas de interferencia —y usando una compleja fórmula matemática denominada «síntesis de Fourier»— conseguirá determinar la posición de los objetos con bastante precisión.3
George Ellery Hale, un astrónomo maniacodepresivo con talento para exprimir a los millonarios, concibió telescopios cada vez más grandes. Durante sus últimos años llevó una vida de ermitaño en su laboratorio solar subterráneo, que se muestra en la foto.
Con el patrocinio de Hale, George Ritchey llegó a ser un destacado óptico, espejero y fotógrafo astronómico. Hale acabó por despedir al brillante pero hosco Ritchey, que aquí aparece en París con uno de sus espejos celulares ligeros.
Durante la primera guerra mundial, reflectores móviles con espejos parabólicos buscaban aviones enemigos. «De este modo (el piloto enemigo), no sólo queda expuesto a un ataque directo —escribió un estratega de la época—, sino que los haces de los reflectores deslumbran y confunden a los aviadores, al tiempo que el contraste oculta los objetivos.»
Al verse rodeado de veteranos de la Gran Guerra con miembros amputados, el óptico manco Bernhard Schmidt perdió un poco la timidez. Schmidt construyó una cámara telescópica con un campo de visión muy amplio, utilizando un espejo esférico y una placa correctora. La manga correspondiente al muñón de su brazo derecho aparece desgastada, pues la empleaba para pulir espejos.
Russell Porter, explorador del Ártico, artista, arquitecto y espejero, fundó el movimiento de aficionados al telescopio en su ciudad, Springfield (Vermont), donde todavía se celebra la convención anual Stellafane.
En Breezy Hill, Vermont, Russell Porter y su grupo construyeron este «telescopio de torreta» en 1930. Un espejo colocado en la abertura de la derecha refleja las estrellas hacia el telescopio. En la fachada de la sede del club, que se aprecia al fondo, pusieron la inscripción «Los cielos cuentan la gloria de Dios».
En nuestros días, la convención Stellafane atrae a espejeros y astrónomos aficionados de todo el país.
En 1936, durante su viaje en tren de dos semanas, a lo largo de 5.000 kilómetros, de un extremo a otro de Estados Unidos, el disco de pyrex de cinco metros se convirtió en una gran atracción y una valla publicitaria rodante de Corning
Marcus Brown (a la derecha) y su equipo de ópticos posan delante del disco antes de vestirse de blanco y poner manos a la obra.
En 1949, un trabajador no identificado (probablemente Don Hendrix) da los toques finales al espejo de cinco metros.
«Nuestra mente está llena de espejos», observó John Wanamaker en 1916. «Los escaparates son ojos en los que vemos ojos.» En ellos, la gente podía ver su reflejo además de la mercancía.
Por la noche, millones de bombillas eléctricas transformaban Coney Island en un deslumbrante país de las maravillas. «Una ciudad fantástica, toda de fuego, se alza súbitamente desde el océano hacia el cielo (y aparece) reflejada en el agua», escribió Máximo Gorki.
En las décadas de los veinte y los treinta, empezó a considerarse aceptable la aplicación de cosméticos en público con la ayuda de un espejo de bolsillo... ¡Haciendo caso omiso de los novios pesados!
A diferencia de sus padres, la mayoría de los hombres de principios del siglo XX iban bien afeitados, y con frecuencia usaban para ello un espejo y una navaja desechable. Este anuncio de Gillette de 1910 muestra a estrellas del béisbol que eran: «Hombres limpios... Limpios de acción y limpios de cara.»
La sensibilidad moderna valoraba la juventud y la imagen, y anuncios como éste explotaban el miedo a envejecer.
Las estrellas de Hollywood ayudaban a vender cosméticos, y viceversa. Este fotograma de la película Hombres, de 1924, se utilizó en una campaña de artículos de tocador.
Incluso durante la Segunda Guerra Mundial, Rosie la Remachadora no podía estar sin su carmín y su espejo, como muestra este dibujo de 1942.
La inocente niña de 11 años, de Norman Rockwell, se mira con melancolía, preguntándose si algún día llegará a ser una belleza sofisticada, mientras que la adolescente de 16 años, de Gerald Brockhurst, contempla las formas sensuales que acaba de adquirir su cuerpo con una mezcla de asombro solemne, miedo y sobrecogimiento.
Buscando interferencias de radio con su antena de «tiovivo» en 1932, Karl Jansky encontró ondas radioeléctricas procedentes del espacio exterior.
En 1957, el lanzamiento del Sputnik salvó de la bancarrota el espejo de radio de 75 metros de Bernard Lovell en Jodrell Bank, puesto que éste era el único dispositivo capaz de rastrear el cohete transportador. Este espejo, convenientemente reformado, se vuelve a usar en la actualidad.
El espejo de radio más grande del mundo, de más de 300 metros de ancho, descansa sobre una cuenca natural, en Arecibo, Puerto Rico. Frank Drake y Cari Sagan lo utilizaban para buscar mensajes emitidos por civilizaciones extraterrestres.
Con este reflector en forma de cuerno de aspecto tan extraño (a la derecha), Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron accidentalmente la radiación de fondo de microondas originada poco después del Big Bang
Como muestra el diagrama, la parte inferior de la «cuchara» hace las veces de espejo y forma parte de la curva parabólica.
Cuando la alumna de doctorado Jocelyn Bell (ahora Burnell) oyó impulsos regulares en 1967, ella y sus colegas pensaron que podía tratarse de señales emitidas por alienígenas, por lo que las llamaron LGM (littlegreen men, hombrecillos verdes). Resultaron ser pulsares, estrellas de neutrones que giran rápidamente.
Terminado en 1981 en las llanuras de San Agustín, cerca de Socorro, Nuevo México, el Very Large Array es un interferómetro que consta de 27 espejos de radio parabólicos móviles. Pueden diseminarse para ofrecer la resolución de un solo espejo de 35 kilómetros de diámetro con la sensibilidad de un plato de 129 metros de ancho.
Riccardo Giacconi ayudó a enviar espejos de rayos X al espacio antes de incorporarse a otros proyectos, como el del telescopio espacial Hubble.
El innovador Telescopio de Espejos Múltiples (MMT), que vio la primera luz en el monte Hopkins, Arizona, en 1979, constituyó el primer paso importante para superar el telescopio de cinco metros. Utilizaba espejos celulares ultraligeros concebidos originalmente para los satélites espía del ejército.
El observatorio de rayos X Chandra, lanzado en 1999, contiene espejos anidados de casi 1,2 metros de ancho. Revestidos con iridio evaporado, resultan increíblemente precisos .
Inventado en 1960, el primer láser excitaba las moléculas de una varilla de rubí. La luz polarizada se reflejaba una y otra vez entre dos espejos antes de salir por el extremo parcialmente plateado.
Como se muestra aquí, un reflector con esquinas de cubo siempre envía la luz directamente al sitio de donde procede. Los astronautas dejaron reflectores de este tipo en la luna, pero también se encuentran en la parte posterior de las bicicletas.
La óptica adaptativa utiliza espejos pequeños y deformables para corregir los efectos de la turbulencia atmosférica sobre la luz. El sistema que se muestra aquí se desarrolló en 1982 con fines militares en una base de la Fuerza Aérea en Hawai.
Las pruebas del telescopio espacial Hubble se iniciaron en 1981 en Perkin-Elmer, Connecticut. Aunque lo promocionaron como «el espejo grande más preciso que se haya hecho nunca», eso era precisamente falso.
Cuando el Hubble finalmente entró en órbita en 1990, envió a la Tierra esta imagen borrosa de una estrella, resultado de la aberración esférica debida a una ligera desconchadura en la pintura que produjo un reflejo en un lugar equivocado. Esto ocasionó que la lente del dispositivo de prueba quedase situada a 1/20 de pulgada de donde debía.
Los caricaturistas lo pasaron en grande achacando a los ópticos el fallo en el espejo del Hubble, pero lo cierto es que la presión ejercida por la NASA fue responsable en gran parte.
Basándose en los espejos ultraligeros del MMT, Roger Angel fue pionero en la construcción de espejos con estructura de panal, que fabricaba introduciendo el molde en un horno giratorio instalado debajo del estadio de fútbol americano de la Universidad de Arizona.
El equipo del Mirror Lab al completo posa detrás de uno de los espejos con estructura de panal de 8,4 metros que se instalará en el Gran Telescopio Binocular. Roger Angel se encuentra entre ellos.
Schott, la fábrica de vidrio alemana, produjo este espejo de 8,2 metros hecho de Zerodur. Las tres primeras piezas se rompieron, pero este espejo de menisco se encuentra ahora en el Very Large Telescope (VLT) de Chile.
Esta ilustración resume los tres métodos empleados en las dos décadas anteriores para superar el espejo de Palomar. Arriba del todo se ve el espejo segmentado de Jerry Nelson, y el espejo de menisco del VLT, en medio. Ambos tienen actuadores debajo que controlan la superficie del espejo. El espejo con estructura de panal de Roger Angel, más rígido, es el que se encuentra debajo.
De todos los proyectos de espejos grandes para telescopios terrestres que se han propuesto, el Overwhelmingly Large (OWL), ideado por Roberto Gilmozzi, es el más audaz y fascinante. Se construiría con 2.000 espejos esféricos idénticos. Esta representación artística muestra una vista desde el borde del espejo. Adviértase el tamaño del hombre situado a la derecha de la escalera.
Dos chicas ven que sus dedos se alargan como los de una bruja en los espejos deformantes de Praga.
La seudociencia, que sigue viva y goza de plena salud, sostiene que la gente con el mítico «trastorno de personalidad múltiple» ve a su «otro yo» en los espejos.
En la espeluznante sala de espejos hexagonal del Museé Grevin de París, una multitud ve las luces alejarse hasta el infinito.
La fachada del edificio de ocho plantas de Odeillo, en el Pirineo francés, es un gigantesco espejo parabólico, alimentado por 63 reflectores heliostáticos planos situados en la ladera de enfrente. Las montañas circundantes se ven reflejadas al revés en el edificio.
Guido Barbini, que aparece aquí en su sala de exposición de la isla de Murano, es descendiente de Gerolamo Barbini, uno de los espejeros a quienes los franceses persuadieron para que se estableciese en su país en 1665.
El horno solar de Odeillo tardó pocos segundos en abrir este agujero en un trozo de hierro macizo. El director, Gabrielle Olalde, sostiene las lágrimas solidificadas en la mano.
John Dobson fue expulsado del monasterio vedanta por hacer espejos para telescopios a partir de fondos de jarras. Ahora viaja por el mundo promocionando su asociación, Sidewalk Astronomers, y riéndose del Big Bang.
Tras la muerte de su hijo, Cozy Baker halló consuelo en los calidoscopios, que ahora adornan todas las superficies de su enorme casa de Maryland.
Don Doak se tomó esta foto mientras construía su calidoscopio dodecaédrico en Catskill Corners. «Imagínate que conduces tu coche hasta el borde de un muelle y, al alzar la vista, ves a alguien que mira hacia abajo, pero eres tú, e imagínate que esto se repite para siempre.» Para evitar marearse, tapaba los espejos con mantas mientras trabajaba.
La estrella dodecaédrica de Doak, producida por tres espejos cortados con suma precisión, es una ilusión de doce lados rodeada de remolinos de líneas amarillas, una fantasía celestial que flota en el espacio.
En 1930, William E. Benton patentó el «espejo de la dualidad», que mostraba el aspecto que presentaban los rostros con los dos lados simétricos. La fotografía real de Edgar Allan Poe se encuentra en medio, pero los dos retratos simétricos son asombrosamente distintos.
Los hermanos John y Catherine Walter ven su imagen del derecho en el «espejo fiel» que promocionan como medio para ver cómo uno es en realidad. Quizás usted también decida cambiar de lado la raya del pelo.
El «espejo fiel» consta de dos espejos planos colocados en ángulo recto, como aquí se muestra. Sin embargo, si se coloca el espejo de lado hace que uno aparezca cabeza abajo.
A los bebés les gusta jugar con su compañero de juegos reflejado, pero en su mayoría aprenden a reconocerse en el espejo poco antes de cumplir dos años. Esta capacidad está relacionada con la lógica, la empatía y la introspección.
Durante mucho tiempo, los investigadores creyeron que sólo los humanos y los simios superiores eran capaces de reconocerse en el espejo. Los chimpancés curiosos utilizan los espejos para mirarse partes del cuerpo que no alcanzan a ver normalmente.
Los biami de Nueva Guinea reaccionaron emotivamente, con terror, asombro y comprensión, cuando se vieron en el espejo por primera vez. Al cabo de pocos días, sin embargo, lo utilizaban para acicalarse. (Esta foto es, en realidad, de un isleño tiwi de Australia.)
En la actualidad se cree que los delfines y elefantes también se dan cuenta de que se contemplan a sí mismos en el espejo. Aquí vemos al delfín Presley mirándose a los ojos.
En 1949, en Australia, John Bolton utilizó un «interferómetro marítimo», un radiotelescopio instalado en un alto acantilado junto al mar, que actuaba como un espejo y creaba un segundo telescopio «virtual». Con él, Bolton identificó tres radiofuentes discretas, una de las cuales era la nebulosa del Cangrejo. También se la conocía como M1, ya que fue la primera nebulosa avistada por el buscador de cometas Charles Messier en el siglo XVIII. Los astrónomos habían inferido que esta nebulosa estaba formada por los restos de una supernova que, según los chinos y otras culturas, había estallado en el año 1504 de nuestra era. Éste fue el primer indicio de que las ondas de radio podían estar asociadas con fenómenos inusitadamente violentos, cuyas repercusiones seguirían apreciándose miles de años después.4
En la Universidad de Cambridge, Inglaterra, Martin Ryle y Graham Smith usaron a modo de interferómetro dos radares Würzburg confiscados a los alemanes, a 275 metros el uno del otro, con el fin de obtener la posición de Cygnus A, y en el proceso descubrieron una radiofuente aún más potente, Casiopea A, situada demasiado al norte para que pudiera verse desde Australia. Para 1950 habían descubierto unas cincuenta «radioestrellas», como las llamaron. Parecía inconcebible que esas poderosas radiofuentes pudieran estar fuera de la Vía Láctea, y como en esas regiones no había estrellas visibles, Ryle y Smith supusieron que se trataba de una clase especial de estrella oscura relativamente cercana.
El radiotelescopio más potente que había en el mundo en 1950 —el que contenía el espejo más grande— se había construido fundamentalmente como un radar, para estudiar la ionosfera de la Tierra, y no para escrutar las profundidades del espacio. En la Universidad de Manchester, Bernard Lovell descubrió que los tranvías eléctricos que pasaban cerca de allí producían interferencias que dificultaban sus investigaciones, de manera que se trasladó a Jodrell Bank, un terreno de varias hectáreas que pertenecía al Departamento de Botánica. Allí detectó radioemisiones de las estelas de los meteoritos e intentó infructuosamente descubrir reflexiones de la ionización causada por las lluvias de rayos cósmicos.5 «Si pudiéramos mejorar en varios miles de veces la sensibilidad de nuestro equipo —pensó Lovell—, quizá lograríamos observar el eco de una gran lluvia cósmica.»
En la primavera de 1947, con esta idea en mente, él y sus dos ayudantes decidieron construir una antena parabólica grande que funcionase a la vez como transmisor y receptor. El diámetro, determinado por la distancia entre una camioneta irremediablemente atascada en el lodo y un seto, sería de 65,5 metros. El borde exterior se situaba a 7 metros de altura, porque ésa era la distancia máxima que podían alcanzar con su escalera. El resultado fue un disco poco profundo, con un plano focal situado 38 metros por encima de su centro.
En septiembre de 1947, después de reclutar a sus esposas y a sus hijos para que les ayudasen a atar una telaraña de alambre galvanizado a un pesado cable de acero, terminaron de construir el radiotelescopio, que tenía un mástil de acero sujeto al centro de la estructura con cables de retención. Sin embargo, cuando emitieron ondas de radio, no recibieron ningún eco de rayos cósmicos. No obstante, descubrieron que cuando la Vía Láctea pasaba por el cénit —directamente encima de ellos— el ruido aumentaba de manera espectacular, produciendo un pico agudo seguido de varias ondulaciones y de otro pico más pequeño. El espejo resultó útil, «aunque no para lo que habíamos construido», admitió Lovell con humildad.
A finales de 1949 se unió a ellos otro especialista en radares, Robert Hanbury Brown, que estaba interesado en trabajar con el «haz filiforme» del espejo de 65,5 metros. Para hacerlo aún más estrecho, subió a la torre de 38 metros y añadió un nuevo receptor en el foco primario para ondas de 1,89, y no de 4,2 metros. También advirtió que, inclinando el mástil, podía ampliar el campo de visión más allá del cénit, si reajustaba con cuidado los dieciocho cables de retención. A finales de 1952, él y sus colegas habían localizado veintitrés radiofuentes, muchas de las cuales no habían sido detectadas por el interferómetro de Cambridge.
Pocos astrónomos ópticos prestaron atención a estos sorprendentes hallazgos de los técnicos de radio, que necesitaban ayuda para identificar aquellas misteriosas regiones del cielo. Por fortuna, dos astrónomos veteranos del nuevo observatorio Hale, en monte Palomar, se mostraron dispuestos a colaborar. A sus casi sesenta años, Walter Baade no había perdido ni un ápice de su interés por los enigmas astronómicos. En el otoño de 1951 dirigió el monstruo de 5 metros hacia Casiopea A y Cygnus A. Una fotografía suya reveló que la radiofuente de Casiopea no era más que unos cuantos jirones de gas luminoso.
Rudolf Minkowski, un colega de Baade, estudió el gas con un espectrógrafo de alta resolución para objetos débiles, que identificó líneas espectrales de hidrógeno, oxígeno y azufre. Los desplazamientos Doppler indicaban que una parte del gas prácticamente no se movía, mientras que otra parte se alejaba a una velocidad de 5.550 kilómetros por segundo. Minkowski concluyó que Casiopea estaba formada por los restos de la explosión de una supernova, que se encontraba a una distancia de unos diez mil años luz y que el gas que se movía lentamente se dirigía a la Tierra.
Cygnus A resultó aún más sorprendente. Baade escribió que era un «objeto extraño» y creía que era el resultado de la colisión de dos galaxias lejanas. Le apostó a Minkowski una botella de whisky a que el espectro demostraría la presencia de un gas caliente producido por el cataclismo. Ganó la botella, aunque con el tiempo se sabría que no había existido tal colisión (se trataba de una sola galaxia que emitía ondas de radio por los dos lados). Aun así era una radiofuente increíblemente potente, con enormes desplazamientos al rojo. Mientras que Casiopea A y la nebulosa del Cangrejo estaban en nuestra galaxia, era evidente que Cygnus A se encontraba fuera de ella, a unos setecientos cuarenta millones de años luz de distancia.
El espejo de 65,5 metros de Jodrell Bank no sirvió a Brown y a sus colegas para precisar la localización de muchas radiofuentes situadas dentro de su campo de visión, de manera que construyeron una pequeña antena móvil y, tras «una pesada caminata por los enfangados campos», la conectaron al gran espejo para crear un interferómetro. Con él pudieron demostrar que la mayor parte de las radiofuentes que se hallan a lo largo del plano galáctico —claramente dentro de la Vía Láctea— son bastante grandes y están relativamente cerca. Al igual que la del Cangrejo, son nebulosas verdaderas, los difusos restos de explosiones de estrellas.
Pero fueron incapaces de identificar las cinco fuentes situadas por encima del plano galáctico, así que ampliaron la base del interferómetro. Instalaron la antena móvil en el Cat and Fiddle, el pub más alto de Inglaterra, a unos dieciocho kilómetros del gran reflector, pero, para su sorpresa, ni siquiera así pudieron determinar la procedencia de tres de las fuentes. Finalmente, en 1961, con una base de ciento seis kilómetros, descubrieron que casi todas las potentes radiofuentes se encontraban en estrechas regiones del cielo; todas salvo 3C48, que era demasiado pequeña para localizarla. 6
Los quásares y el tiempo
Animado por el éxito de su antena fija de 65,5 metros, Bernard Lovell comenzó a construir en Jodrell Bank el espejo de ondas de radio más grande del mundo, un plato de 75 metros que podría dirigirse hacia cualquier punto del cielo. Lovell se excedió tanto en los gastos que estuvo a punto de acabar en la cárcel. Lo que disparó el presupuesto fue la decisión de construir la enorme superficie del espejo con planchas sólidas de acero, en lugar de tela metálica, con el fin de hacerlo eficaz para la reducida longitud de onda —10 centímetros— que habían solicitado algunos militares británicos interesados en localizar misiles soviéticos.
El 1 de octubre de 1957, con el telescopio casi terminado, Lovell le dijo a un colega: «Sólo un milagro podría sacarnos del pozo sin fondo en que nos encontramos.» Tres días después los rusos le proporcionaron ese milagro al lanzar el Sputnik I, el primer satélite terrestre artificial. Ninguna otra instalación del mundo era capaz de rastrear el cohete transportador. El trabajo previsto para varios meses se realizó en cuarenta y ocho horas, con el único fin de dirigir el gran espejo hacia unas coordenadas celestes determinadas.
Paradójicamente, se vieron obligados a usar el enorme radiotelescopio como un radar detector. Primero consiguieron hacer rebotar señales en la luna y luego siguieron el cohete de lanzamiento mientras se desplazaba sobre el Mar del Norte a una velocidad de ocho kilómetros por segundo. De la noche a la mañana, Lovell se convirtió en un héroe nacional, y en 1961 se le concedió el título de sir.
Ese mismo año, con fondos de la fundación Carnegie, Taffy Bowen supervisó la construcción de una antena de haz orientable de 63 metros en Parkes, Australia. En 1962, bajo la dirección de Martin Ryle, se terminaron las obras del radiotelescopio de Una Milla, un interferómetro compuesto por tres reflectores parabólicos de 18 metros que se desplazaban por una vía férrea de una milla de longitud.
Estados Unidos, que se inició tarde en el campo de la radioastronomía, se apresuró a recuperar el tiempo perdido. El Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO) se fundó en 1954 en la aislada localidad rural de Green Bank, Virginia Occidental, elegida por su poco tráfico y porque las montañas circundantes evitaban las interferencias de las ondas de radio emitidas por el hombre. En 1959 instalaron allí un radiotelescopio de 25,5 metros, y más tarde otro de montura ecuatorial de 42 metros, una pesadilla técnica que tardó seis años en finalizarse. Desesperadas, las autoridades del NRAO encargaron un telescopio de anteojo central de 90 metros, más sencillo y barato, que estuvo terminado en 1962. En 1988 se vino abajo, cuando por fortuna no había nadie en su interior. En 1959, en la cercana localidad de Sugar Grove, Virginia Occidental, la marina estadounidense empezó a trabajar en un radiotelescopio de haz orientable de 180 metros, pero el proyecto se abandonó en 1962, después de que se derrochasen noventa y seis millones de dólares en él.
También en 1962, en la Universidad de Ohio, el técnico de radio John Kraus construyó un radiotelescopio ingenioso y relativamente barato usando un gran reflector plano basculante (semejante a un sideróstato para telescopios ópticos) con el fin de hacer rebotar rayos de radio en una sección fija de un reflector parabólico de 180 metros de longitud por 21 metros de altura, que luego concentraba las ondas.
Finalmente, en 1963, con fondos de la Agencia de Proyectos de Investigación Avanzada del Departamento de Defensa de Estados Unidos y por encargo de la Universidad de Cornell, se erigió el radiotelescopio más grande del mundo, en una hondonada natural cercana a Arecibo, Puerto Rico. El diseño era de Wiliam E. Gordon, un físico especializado en la ionosfera de la Facultad de Ingeniería de la Universidad de Cornell. El espejo de malla medía 300 metros de diámetro y era fijo, pero si se movía el receptor, sujeto a la altura de un edificio de cincuenta pisos por cables que pendían de tres enormes columnas de cemento (tan altas como el Monumento de Washington), era posible observar una amplia extensión del cielo.7
El radiotelescopio de Arecibo tenía forma esférica, de manera que los objetos situados fuera del cénit se verían prácticamente con la misma nitidez que los que se encontraban directamente en él, pero eso significaba que las ondas de radio no serían captadas en un solo plano focal, sino que la aberración esférica las convertiría en una gran bola difusa, que recogería un receptor de 29 metros. De manera indirecta, el enorme cuenco debía su existencia al Sputnik y a la guerra fría, ya que Bill Gordon había logrado convencer a las autoridades militares de que les sería útil para detectar satélites hostiles e interceptar las comunicaciones soviéticas reflejadas en la luna.
«Fue una sorpresa encontrar instrumentos de radio con un poder de resolución superior al de los instrumentos ópticos», comentó un experimentado especialista en radares. La radioastronomía había madurado en apenas quince años, y los astrónomos ópticos trataron de igualar las últimas observaciones de los radiotelescopios. En Palomar, Allan Sandage, el sucesor de Edwin Hubble, usó el espejo de 5 metros para adentrarse aún más en el espacio y en 1960 fotografió 3C48, que resultó ser una tenue estrella azul. «Esa noche tomé el espectro, y fue el más extraño que había visto en mi vida», se maravilló. Las brillantes líneas de emisión no tenían sentido para él, pues no coincidían con las de ningún elemento conocido.
Sandage y Maarten Schmidt, un joven astrónomo holandés, continuaron investigando estos extraños objetos, que denominaron «radiofuentes cuasiestelares» o «quásares». Sandage fotografió 3C273, un quásar con una delgada protuberancia en forma de chorro. Schmidt obtuvo un espectro multilineal de 3C273 que lo dejó totalmente desconcertado. El 5 de febrero de 1963, sentado en su despacho, examinó atentamente la película de las líneas espectrales, que tenía el tamaño de un sello de correos. Las copió distraídamente en un bloc de notas y de repente se percató de que formaban un dibujo conocido.
Entonces le gritó a Jesse Greenstein, un colega que en ese momento pasaba por la puerta: «Creo que en 3C273 hay un desplazamiento al rojo del dieciséis por ciento.» Acababa de caer en la cuenta de que el espectro se asemejaba a las líneas de emisión del hidrógeno a altas temperaturas, con un importante desplazamiento hacia la región correspondiente al rojo. Con un torbellino de ideas en la cabeza, Greenstein exclamó: «¡Treinta y siete por ciento! ¡3C48!» Comprendió que las líneas de 3C48, una estrella que había estudiado él, también coincidían con las del hidrógeno. Estos desplazamientos al rojo sólo podían significar una cosa: que aquellos quásares eran galaxias increíblemente pequeñas, brillantes y lejanas. 3C48 estaba a cuatro mil millones de años luz de la Tierra.
Al final resultó que no eran «radioestrellas». Por increíble que pareciera, allí fuera había muchas radiogalaxias parecidas a Cygnus, emitiendo ondas de radio de prácticamente todas las longitudes. Los teóricos dedujeron que la radiación debía de estar causada por electrones muy veloces que bullían por campos magnéticos extraordinariamente potentes, en un proceso denominado «radiación sincrotón». A diferencia de las galaxias normales, como la Vía Láctea o la cercana Andrómeda, que son radiofuentes relativamente débiles, estas radiogalaxias, también denominadas galaxias activas, constituían misteriosas fuentes de energía, y los quásares eran las más potentes, distantes y misteriosas de todas.
Durante los diez años siguientes se identificarían doscientos quásares, algunos de los cuales se alejaban a un noventa por ciento de la velocidad de la luz y estaban a por lo menos doce mil millones de años luz de la tierra. Los astrónomos comenzaron a hablar de lookback time, es decir, el tiempo en que los objetos lejanos que observaban habían emitido su luz, ya que estaban viendo ondas luminosas originadas en los albores del universo, la época en que imperaban los quásares (fueran lo que fuesen éstos).
Susurros del principio de los tiempos
Un año después de que Maarten Schmidt se percatase de que la luz de los quásares tardaba miles de millones de años en alcanzar la Tierra, en Holmdel, Nueva Jersey, dos investigadores de los Laboratorios Bell se remontaron aún más lejos en el tiempo, aunque al principio no se dieron cuenta. Al igual que Karl Jansky, sólo intentaban encontrar la fuente de unas molestas interferencias.
Cuando los jóvenes investigadores Arno Penzias y Robert Wilson entraron a trabajar en los Laboratorios Bell, en la década de los sesenta, se les asignó una antena de radio giratoria, un cuerno de 6 metros que semejaba un gigantesco embudo revestido de aluminio. Este curioso espejo de radio apuntaba al cielo en ángulo recto, como si la concavidad del extremo estuviera dispuesta para recibir los rayos de la luna. La superficie curva inferior formaba parte de una parábola, de manera que cuando las ondas de radio chocaban contra el protuberante labio inferior, se reflejaban en el foco. La parte superior de la antena sólo servía como escudo. El cuerno protegía de las radiaciones parásitas o no deseadas (sobre todo las procedentes de la tierra) de un modo mucho más eficaz que los convencionales radares con forma de plato.
Este radiotelescopio había sido diseñado para detectar las ondas reflejadas por un globo sonda de 30 metros de diámetro (el primer satélite del proyecto Echo, hecho de poliéster revestido de aluminio) que la joven NASA8 había puesto en órbita en 1960, y permitía traducir las voces en ondas de radio: las transmisiones realizadas desde la base de la NASA en Goldstone, California, se reflejaban en el gigantesco globo y se oían en Holmdel.
Luego, el 10 de julio de 1962, AT&T lanzó el Telstar en colaboración con la NASA. Penzias y Wilson prepararon la gran antena en forma de cuerno para captar las ondas. El lanzamiento fue un éxito, y el Telstar permitió transmitir imágenes televisivas desde Maine hasta Francia en el mismo día. Después del lanzamiento, Penzias y Wilson quedaron libres para dedicarse a la astronomía de verdad. Su objetivo era detectar un «halo» invisible de gas situado fuera de la Vía Láctea efectuando observaciones sobre la banda del espectro correspondiente a una longitud de onda de 7,3 centímetros. Sin embargo, antes de localizar el hipotético halo, tenían que eliminar unas irritantes interferencias causadas, según creían ellos, por la propia antena. La desmontaron, cambiaron algunas piezas y limpiaron todo escrupulosamente. Cubrieron los remaches que sujetaban las planchas reflectantes de aluminio con una cinta conductora especial. A continuación enfriaron el sensible receptor con helio líquido hasta una temperatura cercana al cero absoluto. Pero las interferencias continuaron.
Entonces, en febrero de 1965, un joven astrofísico de Princeton llamado James Peebles dio una conferencia en el Johns Hopkins en la que reveló que su grupo, bajo la dirección de Robert Dicke, estaba buscando restos de radiación emanada del Big Bang. En teoría, la radiación de alta energía que había producido aquel fenómeno extremadamente caluroso hacía unos quince mil millones de años debía de resultar perceptible todavía, aunque fría y con grandes desplazamientos al rojo. Al día siguiente, Arno Penzias habló por teléfono con Bernard Burke, un astrónomo del Instituto Carnegie. Penzias se quejó del inexplicable siseo y Burke, que había oído hablar de la conferencia de Peeble, le dijo: «Llama a Bob Dicke.»
Cuando Penzias lo telefoneó, Dicke estaba comiendo en su despacho en compañía de su equipo. Después de escuchar atentamente a Penzias, colgó el auricular y anunció: «Muchachos, se nos han adelantado.» Las interferencias detectadas por Penzias y Wilson encajaban en la teoría, ya que indicaban una temperatura de tres grados sobre el cero absoluto. Y debía de manifestarse en todos lados, desde todas las direcciones, igual que el siseo. El 21 de mayo de 1965, el New York Times publicó la noticia en primera plana: «Científicos de los Laboratorios Bell han observado... posibles señales de la explosión que originó el universo.»
Penzias y Wilson, que habían dedicado muchos días a limpiar excrementos de paloma del cuerno reflector, se vieron recompensados con el premio Nobel. «Buscaban mierda y encontraron oro, exactamente lo contrario de lo que nos sucede a la mayoría», observó un envidioso colega de los Laboratorios Bell.
Mensajes pulsátiles de hombrecillos verdes
En 1967, en Cambridge, Antony Hewish había instalado una serie de antenas en una superficie de unas dos hectáreas para buscar quásares mediante el estudio del centelleo de las ondas de radio largas. Así como las estrellas titilan porque las turbulencias de la atmósfera terrestre distorsionan la luz, el gas ionizado refracta las ondas de radio en la ionosfera y en otras regiones del espacio. A 3,7 metros, la longitud de onda elegida, los efectos del centelleo interplanetario debían de ser considerables en el caso de radiofuentes potentes y compactas como los quásares.
Jocelyn Bell, una alumna de doctorado de Hewish, manejaba el telescopio y analizaba los datos, lo que implicaba examinar 29 metros de gráficos cada día. Al cabo de un mes de iniciar las observaciones, en julio de 1967, Bell observó unas fluctuaciones regulares y reiteradas que llamó «suciedad». Al principio Hewish les restó importancia, pensando que serían interferencias de alguna valla electrificada, pero al ver que reaparecían, persistían y se regían por el tiempo sideral, convino en que ocurría algo extraño. Con la ayuda de un dispositivo de registro con un tiempo de respuesta más rápido, él y Bell detectaron una fuente que emitía tonos audibles con asombrosa precisión cada 1,3 segundos.
¿Qué podía ser? Medio en broma y medio en serio, Hewish, Bell y otros miembros del equipo comenzaron a referirse a la fuente como LGM, siglas de littlegreen men, [hombrecillos verdes], pero guardaron celosamente su secreto, ya que no querían que los tomasen por locos. «Allí estaba yo, tratando de sacarme el doctorado con una técnica nueva —rememoró Bell—, y unos estúpidos hombrecillos verdes tuvieron que elegir mi antena y mi frecuencia para comunicarse con nosotros.»
Cuando Hewish y Bell hicieron público su descubrimiento, en febrero de 1968, habían descubierto ya otras tres «radiofuentes de pulsación rápida», como las llamaron. Teniendo en cuenta que encontraron cuatro fuentes dispersas en el cielo, que las señales eran demasiado intensas en una banda de frecuencias muy ancha y que no se observaba un desplazamiento Doppler, como habría ocurrido con un planeta que girase alrededor de un astro, el grupo de Cambridge descartó la idea de una comunicación extraterrestre.9 Pero no todos se olvidaron de los hombrecillos verdes.
En 1956, Frank Drake, estudiante de posgrado de Harvard de veintiséis años, orientó su espejo de radio de 18 metros a las Pléyades y detectó una señal extraña y regular, «demasiado regular para tener un origen natural —recordó Drake—. Casi no podía respirar de la emoción, y poco después mi pelo empezó a encanecer». Creyó que había detectado señales de extraterrestres, pero cuando desvió el telescopio del cúmulo de estrellas, la señal continuó. «Tenía que ser una interferencia terrestre, probablemente militar», concluyó decepcionado.
No obstante, Drake siguió obsesionado con la idea de comunicarse con otros mundos. En 1959, valiéndose del nuevo radiotelescopio de 25,5 metros de Green Bank, Virginia Occidental, Drake inició la primera búsqueda deliberada de esa clase de señales, que se denominó proyecto Ozma, como la princesa de una novela de L. Frank Baum. Sintonizó con la línea de hidrógeno de 21 centímetros, suponiendo que era la que podían usar los extraterrestres, y observó dos estrellas cercanas. Al cabo de cinco minutos de enfocar a Epsilon Erdiani, detectó ocho impulsos regulares por segundo. Cuando Drake movió el telescopio, la señal se interrumpió. Con creciente interés, volvió a apuntarlo a la estrella, pero la señal no se repitió.
Durante los años siguientes, Drake realizó investigaciones de radioastronomía más convencionales, pero se le conoce principalmente como el padre del proyecto SETI, Search for Extraterrestrial Intelligence [Búsqueda de Inteligencia Extraterrestre]. Lo nombraron director del observatorio de Arecibo, en Puerto Rico, de manera que estaba a cargo del radiotelescopio más grande del mundo. Una mañana de febrero de 1968, un joven astrónomo australiano irrumpió en su oficina con el último ejemplar de la revista Nature. «Mira esto», dijo jadeando y señalando el artículo sobre Hewish y Bell. Drake lo leyó con creciente entusiasmo, pensando que allí podía estar al fin el esperado mensaje de otras formas de vida.
De inmediato, Drake se dirigió a los almacenes Sears Roebuck de Arecibo para comprar una antena de televisión que le permitiera captar la misma longitud de onda que Jocelyn Bell y la acopló al brazo del receptor, en lo alto del gigantesco radiotelescopio. La fuente de impulsos que Drake había llamado «púlsar» se percibía fuerte y clara, como los latidos de un corazón con taquicardia. En todo el mundo —Jodrell Bank, Parkes, Green Bank y demás— otros radiotelescopios se sumaron a la búsqueda, y en un año se descubrieron doce púlsares que emitían entre un impulso cada dos segundos, los más lentos, y cuatro por segundo, los más rápidos. Hasta Frank Drake tuvo que admitir que eran demasiados y estaban demasiado dispersos para proceder de los hombrecillos verdes. Pero ¿qué eran?
A finales de 1968, con el radiotelescopio de 90 metros, los astrónomos de Green Bank identificaron un púlsar en la nebulosa del Cangrejo, y más tarde el plato de 300 metros de Arecibo localizó una pequeña radiofuente exactamente en el centro de esta nebulosa, centelleando a la increíble velocidad de 33 veces por segundo. Hasta entonces, ningún astrónomo óptico había conseguido determinar la ubicación de un púlsar. En enero de 1969, Mike Disney y John Cocke, dos astrónomos novatos, y Don Taylor, un as de la informática, lo buscaron con el telescopio newtoniano de 90 centímetros de Kitt Peak. Encontraron la estrella del Cangrejo y vieron que pulsaba claramente en la pantalla del ordenador. Alguien se había dejado encendido un magnetófono que grabó el momento del descubrimiento. «Vaya, eso parece una maldita pulsación —dijo el británico Disney, riendo con incredulidad—. Está aumentando, John.» Poco después, los astrónomos del observatorio de Lick tomaron dos fotografías sorprendentes de la estrella con una cámara estroboscópica instalada en el foco de un telescopio de 3 metros. En una de ellas, el púlsar del Cangrejo era un punto brillante cercano a otra estrella. En la siguiente, había desaparecido.
Gracias a este descubrimiento, los teóricos desentrañaron el misterio de los púlsares y de la energía que había alimentado a la nebulosa del Cangrejo durante los últimos mil años, desde que la había creado la explosión de una supernova. Si una estrella es lo bastante grande, no se encoge para convertirse en una enana blanca, como ocurrirá algún día con nuestro sol. Continúa contrayéndose hasta formar una estrella de neutrones asombrosamente densa, con un gigantesco campo magnético. El púlsar de la nebulosa del Cangrejo mide apenas 18 kilómetros de diámetro, pero pesa un cincuenta por ciento más que el Sol, cuyo diámetro es de 1.297.500 kilómetros. Así como un patinador gira más deprisa con los brazos pegados al cuerpo, la rotación de la estrella de neutrones se acelera a medida que ésta se contrae. Mientras el púlsar rota vertiginosamente, los electrones atrapados por las fuerzas magnéticas aceleran hasta adquirir prácticamente la velocidad de la luz, emitiendo grandes cantidades de radiación en cada polo magnético. Los púlsares son como los haces de un faro que recorren los cielos. Al principio su rotación es muy rápida, pero gradualmente se hace más lenta, lo que explica la alta velocidad del púlsar de la nebulosa del Cangrejo, un jovencito de sólo mil años.
Hasta el momento, los principales descubrimientos hechos con radiotelescopios se han realizado a longitudes de onda de centímetros o más largas, en la «ventana de radio» de la atmósfera terrestre. A medida que las ondas se acortan, cuando entran en la escala milimétrica o submilimétrica y luego en la de los rayos infrarrojos, en el límite de la luz visible, el vapor de agua y el oxígeno absorben la mayor parte de la radiación. Algunos astrónomos decidieron que valía la pena estudiar estas longitudes de onda intermedias entre las de radio y las ópticas. En 1960, Frank Drake se enteró de que Frank Low, de Texas Instruments, había desarrollado un nuevo detector de ondas para explorar longitudes de onda del orden del milímetro, así que lo contrató y lo llevó a Green Bank, donde ambos esperaban que las bajas temperaturas congelaran el vapor de agua que interfería en las investigaciones. Sin embargo, ese invierno sólo hubo tres noches lo bastante frías para hacer observaciones.
En consecuencia, Low y Drake consiguieron en 1962 que el NRAO invirtiese un millón y medio de dólares en un telescopio para explorar longitudes de onda del orden del milímetro que se instalaría en Kitt Peak, Arizona, donde se estaba montando el primer observatorio óptico nacional y donde el aire seco de la montaña permitiría la reflexión de ondas más cortas. El telescopio fue encargado a la Rohr Corporation, una compañía aeroespacial de California, que comenzó a construir un espejo único de aluminio de 10,8 metros de diámetro. Debía ser relativamente preciso y brillante para reflejar ondas milimétricas, pero no era necesario que tuviera una gran calidad óptica.10
El espejo de Rohr fue un fracaso. Ubicada en la playa, esta fábrica subía y bajaba imperceptiblemente con las mareas, lo que afectaba a la máquina fresadora. En cierto punto, la máquina automática enloqueció e hizo un agujero en el reflector, que luego fue reparado. En 1967, el deficiente espejo se atornilló a una montura de acero en la cima de Kitt Peak. El sistema informático de enfoque automático tampoco funcionaba muy bien. Con el cambio de las temperaturas, el espejo sólido de aluminio se expandía y se contraía a un ritmo diferente que el dorso de acero, de manera que la superficie se curvó como una tira bimetálica y el espejo parabólico quedó fuera de foco.
Era fácil encontrar libre el deficiente telescopio de 10,8 metros, porque nadie pensaba que fuera a revelar nada interesante. No obstante, en 1969, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell, se interesaron por la radioastronomía de longitudes de onda más cortas. Charles Burris, un colega de Bell, había construido un sensible receptor de ondas milimétricas, así que Penzias, Wilson y Keith Jefferts fueron a probarlo a Kitt Peak.
A finales de los años sesenta, los radioastrónomos habían descubierto en el espacio líneas espectroscópicas correspondientes a ondas de centímetros de longitud. Sorprendentemente, el amoníaco (NH3), el formaldehido (H2CO), el alcohol metílico (CH3OH) y el vapor de agua (H 2O) aparecían pocas veces en las líneas oscuras de absorción. Penzias, Wilson y Jefferts decidieron buscar monóxido de carbono (CO), que se produciría al descomponer la luz ultravioleta el formaldehido. Sabían que cuando la rotación de una molécula de monóxido de carbono se hace más lenta emite radiaciones de una longitud de onda de 2,73 milímetros. Un día de mayo de 1973, con la ayuda de un detector más preciso, apuntaron el espejo de 10,8 metros a la nebulosa de Orion. «Estaba mirando distraídamente la pantalla del osciloscopio —dice Wilson—, cuando percibí unos puntos que se movían hacia arriba.» Le pidió al operador que desviara el espejo de Orión, y la señal se apagó.
Resultó que el monóxido de carbono «estaba por todas partes», y los astrónomos pudieron observar sus brillantes líneas de emisión a través de nubes de polvo frío. De la noche a la mañana, el patito feo de los espejos se convirtió en el telescopio más solicitado de Estados Unidos. «Por primera vez, nos fue posible estudiar no sólo los objetos más calientes del universo, sino también los más fríos —dice el radioastrónomo Mark Gordon—. Es en estas regiones gélidas, con temperaturas que rara vez superan los 100 grados Kelvin (-173,15 °C), donde se forman las estrellas.» Estas nubes de polvo y gas eran un mar fértil en productos químicos —se han identificado ya unas ciento veinte moléculas—, en el que quizá no se gestaran sólo las estrellas, sino también la vida. Muchos científicos creen que la semilla de la vida llegó a la Tierra cuando las colas de algunos cometas rozaron la atmósfera y la inundaron de moléculas de esta clase. Al menos la mitad de la energía del universo se observa en longitudes de onda submilimétricas y milimétricas. Había nacido una nueva rama de la astronomía.
La radioastronomía alcanza la mayoría de edad
En los años siguientes, los reflectores para distintas longitudes de onda se volvieron más sofisticados, y la interferometría más compleja, lo que condujo a nuevos descubrimientos sobre el universo y su evolución. Frank Drake dirigió la renovación del plato de Arecibo, y el cuenco reflectante fue despojado de su malla metálica. La nueva superficie, formada por cuarenta mil paneles de aluminio brillante con pequeñas perforaciones para dejar pasar la lluvia, permitiría que el espejo reflejase con precisión ondas de longitud mucho más corta. En noviembre de 1974, durante la ceremonia de inauguración, Drake usó el gigantesco plato para enviar un mensaje de tres minutos hacia M13, situada en la constelación de Hércules, a 24.000 años luz de la Tierra. Si un extraterrestre capta el mensaje y responde de inmediato, podríamos recibir la respuesta en el año 49974.
Los miembros del SETI continuaron con su programa de escucha en diversas partes del mundo, y periódicamente informaban de comunicaciones que nunca pudieron demostrar. En 1988, cuando se derrumbó el barato radiotelescopio de 90 metros instalado en Green Bank, Virginia Occidental, algunos estadounidenses paranoicos propagaron el rumor de que lo habían destruido los extraterrestres.
Los radioastrónomos también usaban los radiotelescopios grandes como gigantescos transmisores y receptores de radar, enviando señales a planetas relativamente cercanos y recogiendo los ecos para aprender algo más sobre ellos. Así es como averiguaron (antes de viajar allí) que la superficie de la luna es polvorienta y porosa, que Mercurio no siempre muestra la misma cara al sol y que algunas montañas de Marte alcanzan los nueve mil metros de altura. Mediante la medición precisa del impulso reflejado, consiguieron calcular la distancia exacta entre la Tierra y Venus, y por lo tanto también la que nos separa del sol —149,6 millones de kilómetros—, que se adoptó como «unidad astronómica». Las ondas de radio procedentes de Venus indicaron también que este planeta está cubierto por densas nubes, compuestas principalmente por dióxido de carbono, que crean un efecto invernadero, de manera que la temperatura en la superficie es de 600 °K. Y el gigantesco Júpiter resultó ser una radiofuente sorprendentemente potente, tal vez a causa de su campo magnético.
En 1974, en las llanuras de San Agustín, cerca de Socorro, Nuevo México, el NRAO comenzó a construir un interferómetro formado por veintisiete espejos parabólicos de 24,6 metros de diámetro y 230 toneladas de peso cada uno. Cuando se terminaron de instalar los radiotelescopios, en 1981, formaban una gigantesca «Y» y podían dispersarse para obtener una resolución equivalente a la de un solo espejo de 33 kilómetros, con la sensibilidad de una antena de 128 metros de diámetro. Estos radiotelescopios y el de Arecibo aparecieron en la versión cinematográfica de Contad, la novela de ciencia ficción de Cari Sagan. El poco imaginativo NRAO bautizó al interferómetro con las siglas VLA (Very Large Array, o Interferómetro muy grande). En el año 2010, cuando el VLA, esté terminado, con su sistema electrónico renovado, mejores sistemas informáticos y ocho antenas nuevas, producirá imágenes diez veces más nítidas que ahora.
La aparición de ordenadores más potentes y de relojes atómicos permitió enfocar simultáneamente telescopios muy lejanos entre sí a un quásar u otra radiofuente, con el fin de obtener una resolución muy alta gracias a la producción de bandas de radio interferométricas. Los diez radiotelescopios idénticos del VLBA (Very Long Base Array, o Interferómetro de base muy larga), de 24,6 metros cada uno, se extienden desde St Croix, en las Islas Vírgenes hasta la cumbre del Mauna Kea, en Hawai, pasando por el territorio continental de Estados Unidos (incluido Socorro, Nuevo México).
Entretanto, para reemplazar al gigante caído de Green Bank, en el año 2000 se erigió un radiotelescopio totalmente orientable de 90 metros, con una superficie reflectante «activa» de casi una hectárea. Ésta se prueba y se regula mediante la proyección de rayos láser con reflectores situados en las esquinas. El espejo forma parte de un paraboloide excéntrico, de manera que las ondas de radio se reflejan en un foco lateral, lo que impide el bloqueo de las ondas entrantes. De todos los instrumentos mecánicos del mundo, el nuevo telescopio de Green Bank es el más grande que puede controlarse con semejante precisión.
A principios de la década de los setenta, cuando Penzias, Wilson y Jefferts descubrieron la línea espectral del monóxido de carbono, se instalaron numerosos telescopios exploradores de las bandas milimétrica y submilimétrica del espectro en las zonas más secas del planeta; en Estados Unidos, sin embargo, el Congreso puso freno a los avances en este campo al negarse en dos ocasiones a proporcionar fondos para un sofisticado radiotelescopio de 25 metros que se había previsto montar en el Mauna Kea, un volcán extinto de 4.200 metros de altura, en Hawai. Desesperado, Mark Gordon, del NRAO, llevó un equipo de técnicos para actualizar el plato de 10,8 metros, y en 1989 lo reemplazaron por un espejo de 12 metros y una montura nueva.
En 1994, la National Science Foundation alzó un telescopio de 1,7 metros en el Polo Sur, un lugar ideal para la astronomía milimétrica, ya que es alto y extremadamente árido (gracias a que el vapor de agua se congela). La Antártida es una región de lo más hostil que hasta el momento nos ha proporcionado tanta información sobre la fragilidad del ser humano como sobre el universo. En 1998, un científico estadounidense se volvió loco y se lanzó a toda velocidad por el hielo en un trineo cargado de chocolatinas Snickers. Por fortuna, consiguieron rescatarlo. En el año 2000, un astrónomo australiano de treinta y dos años murió en la Antártida en circunstancias misteriosas.
El ALMA (Large Millimeter Array o Gran Interferómetro Milimétrico) superará todos los proyectos previos cuando se termine de construir, hacia el año 2010, en Atacama, una meseta del norte de Chile situada a 4.950 metros por encima del nivel del mar, y se convierta en el observatorio más alto del mundo. Financiado por organizaciones estadounidenses y europeas, estará compuesto por 64 espejos de 12 metros diseminados en un área de unos veinticinco kilómetros cuadrados, con receptores que se enfriarán con helio líquido hasta alcanzar una temperatura de 4 °K. Este interferómetro será capaz de penetrar en el corazón de las nubes de polvo, donde se están formando estrellas.
Espejos de rayos X
Los rayos X, que se encuentran en el extremo del espectro electromagnético opuesto al de las ondas de radio largas, son extraordinariamente cortos (del orden de 107 milímetros) e increíblemente potentes, lo que los hace difíciles de enfocar. En lugar de reflejarse, los rayos X atraviesan un espejo corriente y son absorbidos. Por lo tanto, ¿qué clase de telescopio serviría para captarlos?
Ésta es la pregunta que se hicieron dos físicos italianos en 1959. A los veintiocho años, Riccardo Giacconi comenzó a trabajar para la American Science and Engineering, en Cambridge, Massachusetts. Fundada por discípulos de Bruno Rossi, un profesor del MIT que había participado en el proyecto Manhattan (cuyo objetivo fue desarrollar la primera bomba atómica), la AS&E era una empresa privada que trabajaba en estrecha colaboración con el Departamento de Defensa de Estados Unidos para estudiar los efectos de las armas nucleares. Poco después de ingresar en la AS&E, Giacconi asistió a una fiesta en casa de Rossi, donde el profesor comentó que la astronomía de rayos X le parecía un campo potencialmente interesante. Pero ¿cómo enfocar los rayos X?
Al consultar la escasa literatura disponible sobre el tema, Giacconi descubrió un artículo escrito en 1952 por Hans Wolter, un físico alemán que había intentado construir un microscopio de rayos X. Wolter había demostrado que los rayos X podían reflejarse en espejos compactos y muy pulidos siempre que incidieran en la superficie en ángulos rasantes inferiores a un grado, a la manera de una bala que rebota en una pared. La propuesta de Wolter no había prosperado, ya que era muy difícil obtener semejante precisión en espejos tan diminutos como los que requería un microscopio. Sin embargo, Giacconi pensó que podía funcionar en un telescopio grande, y en 1960 él y Rossi publicaron un artículo en el que se explicaba detalladamente cómo hacerlo (véase la figura 11.1).
Figura 11.1. Un sistema de espejos de incidencia rasante, con cuatro superficies concéntricas.
Con el patrocinio de la NASA, Giacconi montó un taller en un antiguo garaje y fabricó un pequeño espejo de rayos X que cubría una superficie de aproximadamente la mitad de tamaño de una moneda de diez centavos. Lo hizo cortando un tubo de aluminio y puliendo la superficie interior, que luego revistió con oro evaporado para obtener un alto grado de reflexión. Los rayos X se reflejaban dos veces por incidencia rasante, primero en una superficie parabólica y luego en otra hiperbólica, y se dirigían a un detector situado en el punto focal. Aunque distaban mucho de ser perfectos, estos espejos dieron buenos resultados en una prueba de laboratorio. En efecto, era posible enfocar los rayos X.
Sin embargo, las autoridades de la NASA no demostraron mayor interés por los telescopios de rayos X, ya que los detectores corrientes (como los contadores Geiger) parecían ser lo bastante eficaces. En 1949, Herbert Friedman, del Laboratorio de Investigación Naval, había lanzado un detector de rayos X en un V-2 alemán confiscado y demostrado que el sol emitía rayos X. En la década siguiente, el grupo de Friedman estudió los rayos X solares durante el ciclo completo de una mancha solar. «Pocos astrónomos creían que en un futuro próximo el campo de la astronomía de rayos X llegaría a extenderse más allá del sistema solar», recuerda Giacconi. La luminosidad de los rayos X solares es un millón de veces inferior a la de los rayos ópticos. Para detectar emisiones similares de otros astros se requeriría un detector, o un espejo de rayos X, extremadamente sensible. No parecía que el esfuerzo mereciera la pena.
Giacconi no estaba de acuerdo. El 18 de junio de 1962, su equipo lanzó un cohete con un detector desde White Sands, Nuevo México. Buscaban rayos X procedentes de la luna, pero encontraron una sorprendente fuente en la constelación de Escorpio, que llamaron Seo X-l. La luminosidad de los rayos X de esta estrella era mil veces más intensa que la de su luz visible. «Era una nueva clase de objeto celeste, verdaderamente sorprendente», recordó Giacconi. ¿Cuál podía ser su origen?
Giacconi, que deseaba un espejo capaz de reflejar más rayos X, encontró un aliado en John Lindsay, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard. Lindsay había trabajado con Herbert Friedman y seguía propugnando la investigación de los rayos X solares. Aunque Giacconi quería realizar observaciones del exterior del sistema solar, no estaba en condiciones de rechazar ninguna ayuda que le ofrecieran. El equipo de AS&E fabricó un espejo de incidencia rasante del tamaño aproximado de una pelota de tenis, capaz de focalizar los rayos X a 78 centímetros de su parte posterior, lo mandó al espacio en un cohete y obtuvo imágenes de los rayos X del sol. Repitieron el experimento en 1965, con un espejo de níquel, de diseño mejorado, y estaban preparando un proyecto mucho más ambicioso cuando Lindsay murió repentinamente de un ataque cardíaco y se quedaron sin los fondos de Goddard.
Ese verano, un grupo de científicos especializados en rayos X y rayos gamma11 se reunió en Woods Hole, en Cape Cod. Riccardo Giacconi defendió los telescopios de rayos X, mientras que Herbert Friedman alegó que los detectores convencionales eran suficientemente eficaces. Finalmente acordaron que en la primera misión importante de la NASA usarían detectores Friedman, pero que la segunda llevaría consigo un gran telescopio de rayos X.
En octubre de 1967, el equipo de AS&E lanzó el primer espejo de rayos X (del tamaño de una moneda de cincuenta centavos) instalado en un satélite. Resultó muy útil para observarlos destellos solares. En 1970, el grupo de Giacconi puso en órbita el satélite Uhuru, el primer observatorio espacial de rayos X con un avanzado sistema de detectores que revelaron que algunas fuentes pulsaban cada pocos segundos mientras que otras emitían rayos X de manera errática, a veces a intervalos de décimas de segundo. El Uhuru también descubrió un gas fino, muy caliente y con el doble de masa que algunos cúmulos galácticos. Estos descubrimientos revolucionarios pusieron de manifiesto la necesidad de construir nuevos telescopios de rayos X.
En 1970, la NASA aprobó el Large Orbiting X-Ray Telescope (LOXT), un ambicioso satélite de observación que incorporaría dos telescopios de rayos X. Uno de ellos estaría equipado con espejos de incidencia rasante de casi 1,2 metros. El otro, un diseño propuesto en 1948 por el físico de Stanford Paul Kirkpatrick y su discípulo Albert Baez, llevaría dos espejos planos curvados en un plano para formar una parábola. El primero reflejaría los rayos X en una línea, y el segundo, colocado en ángulo recto, en un punto. Sin embargo, el 2 de enero de 1973, la NASA canceló el proyecto LOXT. Giacconi lo recuerda como «una experiencia demoledora».
Ese mismo año, AS&E y Goddard instalaron pequeños telescopios de rayos X a bordo del Skylab, la primera estación espacial tripulada, para estudiar el sol. El modelo de AS&E, de calidad superior, era obra de León van Speybroeck, un físico que se había unido al equipo unos años antes. Contenía dos espejos casi cilíndricos de 30 centímetros de diámetro, uno encajado dentro del otro, y producía imágenes asombrosas de los rayos X solares.
En 1973, Giacconi se trasladó con su equipo a un lugar cercano al Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, donde, con fondos de la NASA, comenzó a trabajar en un telescopio de rayos X para el programa del Observatorio Astronómico de Alta Energía (HEAO). Como el proyecto sería una continuación del de Friedman, se llamó HEAO-2. Van Speybroeck sería el encargado de supervisar la fabricación de cuatro espejos anidados, el más grande de los cuales medía casi 60 centímetros de diámetro y tenía un área colectora diez veces mayor que la de los espejos del Skylab. Para recortar gastos, los burócratas de la NASA decidieron que no se fabricarían prototipos —simplemente se realizaría un vuelo de prueba— y acuciaron a los astrónomos para que terminasen el telescopio cuanto antes.
Los cuatro detectores que se alternarían en el punto focal eran importantes, pero el sistema de espejos lo era aún más, y hasta el momento no se había construido nada parecido. La compañía alemana Schott fabricó primero unas «duelas de barril» de sílice fundida y luego las trató con una centrifugadora caliente hasta dejarlas soldadas sin la menor juntura entre ellas. A continuación, la Perkin-Elmer Corporation, de Connecticut, usó afiladoras de diamante para aproximar la forma de la superficie a la de la parábola o la hipérbola.
Pero ¿cómo ponerlas a prueba? Los cilindros debían ser lo bastante delgados para encajar uno dentro del otro, pero eso significaba que en la Tierra se combarían por su propio peso, a causa de la gravedad, aunque en el espacio eso no supondría un problema. Por otra parte, cualquier sistema de soporte rígido alteraría la forma de los espejos. Mientras batallaba con el problema, Van Speybroeck recordó que flotar en el agua era la experiencia más cercana a la ingravidez que había experimentado en la Tierra. El vidrio no flota en el agua, pero sí en mercurio, de manera que los espejos de rayos X tomaron un baño de mercurio durante las pruebas.
El paso siguiente consistía en pulirlos con una precisión de una diezmillonésima de pulgada. Dado que los rayos X tienen una longitud de onda muy corta, una pequeña imperfección en la superficie podía causar distorsiones. Los impacientes administradores de la NASA ordenaron a Perkin-Elmer que dejase de pulir un día antes de lo previsto, y eso supuso una pérdida de eficacia en el extremo del espectro correspondiente a los rayos X «duros», los de onda más corta. Interrumpido el proceso de pulido, colocaron los espejos en una cámara de vacío, donde vaporizaron las superficies internas con una capa de cromo-níquel. Finalmente, los cuatro espejos acoplados se instalaron con un complejo sistema de contrapesos en cada uno, para que permanecieran casi ingrávidos mientras los técnicos afianzaban y alineaban el conjunto.
El espejo se enviaría a la sede de AS&E, en Cambridge, donde se añadirían los detectores, y luego al Centro de Vuelos Espaciales Marshall, en Huntsville, Alabama, para una última verificación. Van Speybroeck insistió en que se hiciera un simulacro antes de que la grúa levantase sus preciosos espejos. La grúa dejó caer la caja de prueba. Sin embargo, después de muchas comprobaciones, se logró depositar los espejos en un camión. En Marshall, los espejos se probaron en una enorme cámara de vacío de 6 metros por 12, lanzándoles rayos X a través de un tubo de 300 metros. Una vez más, la NASA presionó a los científicos, instándoles a que realizaran en un mes las pruebas que debían durar seis meses. Para hacer verificaciones con rayos de distinta energía, variando los ángulos y la temperatura de los espejos, los científicos tuvieron que trabajar por turnos las veinticuatro horas del día.
Van Speybroeck, el creador de los espejos, no se atrevió a asistir al lanzamiento, que tuvo lugar en Cabo Cañaveral, Florida, poco después de la medianoche del 13 de noviembre de 1978. Pero Riccardo Giacconi y Bruno Rossi estuvieron allí. Casi dos décadas después de concebir la idea de un telescopio de rayos X, el nervioso Giacconi vio que el cohete despegaba con éxito, y el observatorio de rayos X, llamado Einstein, entró en órbita veintitrés minutos después.
Cuando los espejos del Einstein se abrieron por primera vez al universo de rayos X, Giacconi ya había puesto a trabajar a Van Speybroeck en espejos más grandes, que se mandarían al espacio en 1999 como parte del observatorio de rayos X Chandra. «Casi todos planeamos las cosas con doce minutos de antelación, otros con un poco más de tiempo, pero Riccardo consigue que los proyectos a largo plazo se hagan realidad», dice Van Speybroeck. En 1963, Giacconi había propuesto construir un telescopio de rayos X de 9 metros, con espejos de 120 centímetros de diámetro. Tuvieron que pasar treinta y seis años para que su sueño se cumpliera. Los cuatro espejos concéntricos del Chandra, de 120 centímetros de diámetro y revestidos de iridio evaporado, eran los más lisos y prístinos que se hubiesen fabricado jamás. En diciembre de 1999, la Agencia Espacial Europea lanzó el XMM-Newton, con cincuenta y ocho espejos cilíndricos extremadamente finos y chapados en oro, el más grande de los cuales medía 60 centímetros de diámetro. Aunque no tan precisos como los espejos del Chandra, recogen más rayos X para la espectroscopia.
Agujeros negros no reflejables
El espacio exterior resultó estar lleno de rayos X, todos originados en lo que Giacconi llama los «puntos calientes» del universo, como las explosiones de supernovas. Los rayos X son el resultado de campos magnéticos increíblemente potentes, de una gravedad intensa y/o de temperaturas extraordinariamente altas. El pulsar de la nebulosa del Cangrejo, una densa estrella de neutrones, emite sus impulsos regulares al espacio no sólo en forma de ondas de radio y longitudes de onda ópticas, sino también de rayos X.
Los espejos cilíndricos del satélite Einstein revelaron que muchas otras estrellas «normales» despiden rayos X, y esto ha permitido que los científicos estudien el comportamiento de las turbulentas capas exteriores de las estrellas. No obstante, las observaciones más fascinantes fueron las que se llevaron a cabo con los espejos orientados durante un día entero hacia una región «vacía» del cielo, donde no había fuentes conocidas ni de ondas de radio ni de ondas ópticas. Así fue como se detectaron varios quásares nuevos. ¿Qué extraño poder los hacía emitir rayos X tan potentes que alcanzaban a observarse a miles de millones de años luz de distancia?
Ninguno. O lo más parecido a un terrible, activo y absorbente vacío: un agujero negro. En 1784, el geólogo inglés John Mitchell había especulado sobre esos pozos sin fondo del espacio, y en 1916 el astrofísico alemán Karl Schwarzschild había resucitado el concepto. Ahora, los astrónomos que trabajaban con rayos X estaban encontrando indicios de su existencia. Cuando se apaga una estrella del tamaño de nuestro sol, primero se expande hasta convertirse en una gigante roja y luego se contrae para formar una enana blanca, que se enfría lentamente. Las estrellas más grandes se transforman en estrellas de neutrones. Al parecer, sin embargo, las monstruosas, las que tienen tres veces la masa de nuestro sol, se comprimen aún más, hasta que no queda nada de ellas salvo unas enormes fauces gravitatorias, un remolino cósmico que devora todo lo que se le acerca, incluida la luz.
En consecuencia, ningún espejo —ya sea óptico o de rayos X— podrá reflejar directamente un agujero negro. Éste es invisible por naturaleza. Pero ¿qué sucede si una estrella cercana «alimenta» al agujero negro que la absorbe lentamente? Mientras el agujero descompone y engulle la materia, ésta profiere gritos agónicos en forma de rayos X y otras radiaciones. Quizás éste sea el proceso que proporciona energía a los quásares. De hecho, podría haber colosales agujeros negros en el corazón de galaxias como la Vía Láctea, lo que explicaría las primeras interferencias cósmicas que intrigaron a Karl Jansky en 1932.
1 El lector puede consultar el espectro electromagnético en el Capítulo 8, donde se observan desde las ondas largas de radio hasta las longitudes de onda más cortas de los rayos X y los gamma.
2 La «K» significa kelvin, por alusión a lord Kelvin (William Thomson, 18241907), un pionero en la investigación de las temperaturas muy frías. 0 °K representa el cero absoluto, en teoría el estado más frío, en el que la materia no tiene energía y nada se mueve. Para convertir los grados kelvin en grados centígrados, basta con restarles 273,15.
3 En realidad, la interferometría no es tan sencilla. Los astrónomos deben captar las ondas de interferencia con una sincronización perfecta. Para las ondas de radio, esto resulta mucho más fácil que para las cortas ondas ópticas. En 1920, Albert Michelson había conseguido usar la interferometría óptica para determinar el tamaño de la estrella Betelgeuse mediante espejos con brazos acoplados a la parte exterior del telescopio de 2,5 metros del monte Wilson, pero nadie más había sido capaz de utilizar este método en el campo de la óptica. Los radioastrónomos lo tuvieron mucho más fácil.
4 La nebulosa del Cangrejo está a 6.500 años luz de la Tierra, de manera que es incorrecto decir que la explosión se produjo en 1504. De hecho, ocurrió seis mil quinientos años antes, pero los chinos dejaron constancia del acontecimiento cuando la luz llegó a la Tierra.
5 Los rayos cósmicos están cargados de partículas de energía muy alta, como los protones.
6 «3C» es la designación del Tercer Catálogo de Radiofuentes de Cambridge, concluido en 1959; 3C48 era la cuadragésima octava fuente en una lista de 471. El segundo catálogo (2C), elaborado en 1955, había sido un desastre: de los 1.936 objetos consignados, casi todos resultaron ser falsos.
7 De hecho, el gigantesco cuenco fue el resultado de un error teórico cometido al calcular el tamaño que debía tener el radar para captar ecos de la ionosfera, que era de 30 metros en lugar de 300, pero los astrónomos se alegraron de la equivocación de los técnicos.
8 La Administración Nacional de Aeronáutica Espacial (NASA) se fundó en 1958, como consecuencia del pánico que invadió a los estadounidenses cuando se lanzó el Sputnik.
9 Fue Antony Hewish (y no Jocelyn Bell, que más tarde adoptó el apellido de su marido, Burnell) quien ganó el premio Nobel por el descubrimiento de los púlsares.
10 Dado que se usan también durante el día, las brillantes superficies de un telescopio milimétrico pueden resultar peligrosas si se las orienta accidentalmente hacia el sol. A principios de la década de los noventa, por ejemplo, un día de enero, un obrero se sintió súbitamente acalorado mientras participaba en la instalación del plato de 10 metros de un telescopio submilimétrico en la cima del monte Graham. «Tienes el trasero en llamas», le informó con calma otro obrero. En otros incidentes parecidos, el espejo secundario de esta clase de telescopio se derritió.
11 Los rayos gamma son aún más energéticos que los rayos X y tienen menor longitud de onda. No se reflejan ni siquiera por incidencia rasante, de manera que no existen los espejos de rayos gamma. Sin embargo, hay telescopios que captan la radiación de Cherenkov, breves fogonazos de luz azul producidos en las capas altas de la atmósfera por rayos gamma de alta energía y partículas de rayos cósmicos. Estas ondas expansivas ópticas, que duran sólo veinte mil millonésimas de segundo, fueron descubiertas en 1953 por unos astrónomos británicos que utilizaban un espejo parabólico de 30 cm montado en un cubo de basura, con un tubo fotomultiplicador en el foco. En 1968, el astrónomo irlandés Trevor Weekes promovió la construcción de un reflector de 10 metros de apertura compuesto de 248 espejos hexagonales en lo alto del monte Hopkins, en Arizona, pero transcurrirían dieciocho años antes de que se detectase rayos gamma procedentes de la nebulosa del Cangrejo

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