Cómo obtener imágenes de mundos lejanos
 


 
Blue Line

 

 
Blue Line

Uno de los desafíos más importantes en la búsqueda de nuevos mundos por parte de la NASA es el desarrollo de tecnologías que nos permitan tomar las primeras imágenes de otros planetas que orbitan alrededor de lejanas estrellas.

Puesto que la principal fuente de luz que hace visible un planeta es la estrella que lo acompaña, éste se verá totalmente eclipsado por la cegadora luz que emana de su compañera, entre un millón y diez mil millones de veces más brillante que la débil motita que estamos buscando. Por tanto, cualquier estudio detallado que se haga de los planetas extrasolares requerirá de métodos para cubrir (o controlar de cualquier otra forma) el deslumbrante brillo de la estrella matriz de su sistema, y así poder estudiar su entorno más cercano.

Otro reto surge del hecho de que, si los comparamos con la mayoría de los objetos del Universo, los planetas están situados tremendamente cerca de sus estrellas madre. Por esta razón necesitamos una muy alta resolución de imagen para que el planeta aparezca separado claramente de su cercana anfitriona.

Este artículo es un acercamiento a algunas de las técnicas en desarrollo que podrían superar estos obstáculos y convertir la Iconología planetaria en una realidad.

 

Coronógrafos

Inventado originalmente para estudiar el Sol, un coronógrafo es un telescopio diseñado para bloquear la luz procedente del disco solar y observar la extremadamente débil emisión luminosa de la región que rodea al Sol, llamada Corona. Se inventó en 1930 por B. Lyot para estudiar la corona solar sin tener que esperar a que hubiera un eclipse. En su versión más simple, un coronógrafo no es más que un disco opaco en el plano focal de un telescopio o exterior a él, en la abertura de entrada, que tapa la imagen del disco solar, además de otras características que reducen la luz dispersa, para así poder estudiar la corona que rodea al disco opaco.

Sin embargo, esta tecnología se está perfeccionando y adaptando hoy en día para el estudio de las regiones que rodean a estrellas lejanas en busca de evidencias espectrales de planetas, o de planetas propiamente dichos. Un problema de este método reside en la difracción de la luz en los bordes de la forma opaca que se use, lo que reduce en gran medida la resolución angular de la imagen.

El modelo de difracción en un sencillo telescopio cilíndrico es, por ejemplo, una serie de anillos concéntricos con un punto central brillante. El bloqueo de luz de una estrella para observar un planeta en órbita requiere que se supriman los primeros anillos brillantes sin bloquear el planeta. Mediante el uso de diferentes formas, el modelo de difracción se puede controlar de forma que la luz de la estrella es mucho más débil cerca del centro en algunas áreas, y brillante en otras. El telescopio se puede rotar sobre su línea focal de forma que la imagen del planeta pase dentro y fuera de las zonas en las que la luz de la estrella es débil.

El control de este modelo de difracción no es muy complicado (hay un conjunto de opciones disponibles para llevar esto a cabo). Por ejemplo, las tecnologías que se están estudiando incluyen varios trucos para bloquear tanta luz estelar como sea posible, y por tanto controlar el modelo de difracción de forma que se pueda observar el planeta al echar un vistazo más allá de las bandas de difracción.

Una idea es hacer la abertura cuadrada, en lugar de redonda, y usar como forma opaca una cruz. De esta forma, las bandas de difracción son perpendiculares a los bordes de la abertura y así el planeta puede verse en las áreas diagonales del campo de visión en el que el modelo de difracción es suprimido de algun modo.

Otras soluciones propuestas para enfrentarse con la luz dispersa por el interior del telescopio son: nuevas formas para las aberturas, pupilas de salida con formas novedosas, máscaras en las pupilas para suprimir la difracción y espejos deformables.

Un asunto más grave para la misión TPF (Terrestrial Planet Finder; Buscador de planetas terrestres) es el control del frente de onda, que debe ser dominado para que pueda trabajar el TPF de luz visible. Esto incluye corregir las imperfecciones ópticas que difuminan la luz y reducen el contraste de la imagen.

Para valorar las dificultades que plantea el fenómeno de la difracción para el desarrollo de tecnologías de coronografía para el estudio de otros sistemas solares, véase Para saber más: la difracción en detalle.

Otra posibilidad es la combinación de técnicas de coronografía con técnicas de interferometría. Se puede instalar en un coronógrafo un espectrógrafo, de forma que se puedan encontrar indicios de vida en la luz reflejada por un planeta.

 

Interferómetros y anulamiento

Otro modo de obtener una imagen de un planeta distante es reemplazar un espejo grande por una cantidad de espejos más pequeños y combinar su luz mediante un proceso llamado interferometría.

Con el uso de interferómetros ópticos para el estudio de planetas distantes debemos usar espejos pequeños, que pueden conseguir una resolución igual que la de un solo telescopio con un tamaño igual a la máxima separación entre los telescopios individuales.

Para conseguir información suficiente como para generar una buena imagen, el interferómetro debe rotar alrededor de diferentes posiciones relativas y repetir las tomas. Por otra parte, un interferómetro puede obtener también el espectro de los objetivos a los que apunta, además de las imágenes.

Los interferómetros nos dan una muy buena resolución angular. Esto significa que son muy eficientes a la hora de determinar de qué parte del sistema estelar viene tal o cual onda luminosa. Además, un interferómetro se puede "sintonizar" de forma que la luz que procede del centro exacto del campo de visión se puede "apagar" o anular, mientras que el resto de la luz se puede ver normalmente.

Por ejemplo, el interferómetro Keck hace uso de estas técnicas de anulación para buscar planetas alrededor de otras estrellas.

 

http://planetquest.jpl.nasa.gov/espanol/technology/imaging.cfm