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  HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA INFRARROJA  

Amigas, Amigos, con los títulos:

Experimento de Herschel en la banda infrarroja

Descubrimiento del infrarrojo
¿Qué es el infrarrojo?
Astronomía Infrarroja
Ventanas Atmosféricas en el infrarrojo
Cercano, Mediano y Lejano Infrarrojo
Cronología

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA INFRARROJA  

En la etiqueta Spitzer, mi idea es que los chicos de Secundaria tengan una secuencia de la banda de infrarrojos y los estudiantes más avanzados una buena ficha básica para estudiar.

Cada uno puede completarla. Lo que acá reproduzco es para personas de un nivel medio de conocimiento, para que cada uno lo complete. Todo está liberado par quién lo quiera copiar.

Espero les sirva de guía básica lo que es mi intención . Rogelio Julio Dillon (El Quelonio Volador.

COMIENZOS DE LA ASTRONOMÍA INFRARROJA


Tras el descubrimiento de los rayos infrarrojos por Sir William Herschel, quien demostró que el Sol emite Radiación Infrarroja, los astrónomos intentaron averiguar si otros objetos del universo irradiaban ondas en esta banda. En 1856, los científicos empezaron a utilizar termocuplas —dispositivos termoeléctricos que transforman el calor en corrientes eléctricas— para detectar radiación infrarroja proveniente de la Luna. Mucho más tarde, en 1948 —varias décadas antes del primer “aterrizaje” en la Luna—, los estudios infrarrojos más sofisticados de la Superficie Lunar demostraron que ésta estaba cubierta de un polvo muy fino. A comienzos del siglo 20 se había detectado la Radiación Infrarroja Emitida por Júpiter y Saturno, así como por algunas estrellas brillantes como Vega y Arcturus. No obstante, la poca sensibilidad de los primeros instrumentos infrarrojos no permitía detectar objetos en el Infrarrojo Cercano. La investigación de la astronomía infrarroja permaneció casi olvidada hasta el descubrimiento y el desarrollo de nuevos detectores infrarrojos, más sensibles, en los años sesenta.

NUEVA TECNOLOGÍA

Durante las últimas décadas, la astronomía infrarroja se ha convertido en un campo importante de la astronomía, gracias a los rápidos avances tecnológicos en la fabricación de detectores infrarrojos. La mayoría de estos avances tuvieron lugar durante la década de los ochenta, como consecuencia directa de las investigaciones realizadas por el Departamento de Defensa de los Estados Unidos. La radiación infrarroja tiene longitudes de onda más largas que la luz visible pero menos energía, de modo que ésta resulta insuficiente para interactuar con los mismos aparatos que la luz óptica (por ejemplo, las placas fotográficas). Por ello, para detectar la radiación infrarroja los Astrónomos deben emplear dispositivos electrónicos especiales.

Al principio utilizaron termocuplas y termopilas pero, alrededor de 1950 comenzaron a usar detectores de sulfuro de plomo (PbS), que son sensibles a longitudes de onda de 1 a 4 micrones. Cuando la radiación infrarroja “ilumina” un detector, éste cambia su resistencia eléctrica, de modo que es posible relacionar dicho cambio con la cantidad de radiación incidente. Para aumentar su sensibilidad, los detectores de PbS se enfrían hasta una temperatura de 77 K (-196 °C) introduciéndolos en tanques llenos de nitrógeno líquido.

En 1961, la invención del bolómetro de germanio se convirtió en uno de los desarrollos más importantes de la astronomía infrarroja, ya que estos detectores son cientos de veces más sensibles que sus antecesores y miden una gama más amplia de longitudes de onda.

El detector es básicamente una delgada tira de germanio que se introduce en un envase muy frío, en el que existe una pequeña abertura para que entre la luz. Cuando la radiación infrarroja incide sobre el germanio, calienta el metal y cambia su conductividad (la conductividad es una medida de la cantidad de corriente que puede pasar por un objeto). El cambio de conductividad es proporcional a la cantidad de radiación infrarroja que entra por la abertura. El bolómetro de germanio es mucho más eficiente a temperaturas extremadamente bajas (menores aún que las del nitrógeno líquido). Por ello es mejor usar helio liquido, que enfría el bolómetro a una temperatura de 4 K (-269 °C), es decir, unos pocos grados por encima del cero absoluto. Para ello se diseñó un tanque aislante de metal, denominado dewar, en el que se coloca el bolómetro. En estas condiciones, el bolómetro de germanio es sensible a todas las longitudes de onda infrarrojas. Para estudiar una cierta longitud de onda irradiada por un objeto astronómico determinado, los astrónomos colocan filtros frente a los detectores que sólo permiten el paso de la radiación en la banda deseada.

La tecnología de los detectores infrarrojos continúa avanzando a pasos agigantados. Los astrónomos utilizan ahora detectores de antomoniuro de indio (InSb) y de mercurio-cadmio-telurio (Hg-Cd-Te) para las bandas de 1 a 5 micrones. Estos detectores funcionan de manera similar a los detectores de PbS, pero utilizan materiales mucho más sensibles al infrarrojo. En la década de los 80, el desarrollo de matrices de detectores infrarrojos representó otro enorme salto en la sensibilidad de las observaciones infrarrojas.

Básicamente, las matrices son combinaciones de detectores individuales que permiten obtener imágenes con decenas de miles de elementos de imagen (píxeles) al mismo tiempo. Estos detectores ya se han utilizado en varios satélites infrarrojos. En 1983, la misión de IRAS utilizó una matriz de 62 detectores. En la actualidad, los Astrónomos comúnmente utilizan matrices compuestas por 256 hileras de 256 detectores cada una, es decir, un total de 65.536 detectores. Gracias a estos avances tecnológicos, la Astronomía infrarroja se ha desarrollado tal vez más rápidamente que ningún otro campo astronómico y continúa trayéndonos nuevas e interesantes vistas del Universo.

TELESCOPIOS TERRESTRES

Los detectores infrarrojos instalados en los telescopios ópticos terrestres pueden detectar las longitudes de onda en el infrarrojo cercano que logran atravesar nuestra atmósfera. El mejor lugar para instalar observatorios infrarrojos son las altas cumbres de las montañas de regiones con climas secos, lo que hace posible situarlos por encima de la mayor parte del vapor de agua, una sustancia que absorbe las ondas infrarrojas. A esas grandes alturas, los astrónomos pueden estudiar longitudes de onda infrarrojas centradas en las bandas de 1,25; 1,65; 2,2; 3,5; 4,75; 10,5; 19,5 y 35 micrones. Los telescopios, al igual que nuestra atmósfera, emiten radiación infrarroja que suele complicar la observación de fuentes cósmicas. Los telescopios infrarrojos se diseñan para limitar la cantidad de emisión térmica que pueda alcanzar los detectores. Por ello, para reducir su emisión térmica, todos los detectores infrarrojos se enfrían a temperaturas extremadamente bajas. Además, al hacer observaciones desde la Tierra, los astrónomos detectan tanto la emisión infrarroja de los objetos observados como de la atmósfera. Más tarde, restan la emisión atmosférica de la emisión infrarroja del objeto para obtener medidas exactas.

A mediados de los años sesenta, desde el Observatorio del Monte Wilson se llevó a cabo el primer estudio infrarrojo del cielo utilizando detectores de PbS (sulfuro de plomo) enfriados por nitrógeno líquido, cuya mayor sensibilidad se obtiene a 2,2 micrones. El estudio abarcó aproximadamente 75% del cielo y encontró cerca de 20.000 fuentes infrarrojas. Muchas de estas fuentes eran estrellas que no se habían visto antes en el espectro visible. Estas estrellas son mucho más frías que nuestro sol y tienen temperaturas superficiales de 1000 a 2000 K (grados Kelvin). Nuestro sol tiene una temperatura superficial de cerca de 6000 K. Las 5500 fuentes más brillantes se incluyeron en el primer catálogo de estrellas infrarrojas. En 1968, el observatorio del Monte John de Nueva Zelanda realizó un estudio infrarrojo parcial del cielo meridional.

En la década de 1960, gracias a los avances de los detectores infrarrojos, se hizo viable instalar nuevos observatorios especializados en astronomía infrarroja. El grupo más grande de telescopios infrarrojos se halla en la cima del Mauna Kea, un volcán inactivo de la isla de Hawaii. Con una elevación de 4200 m, los observatorios de Mauna Kea* [página en Inglés] fueron fundados en 1967, y están muy por encima del vapor de agua atmosférico absorbente del infrarrojo. 


Observatorios de Mauna Kea

Fotografía: Cortesía de Richard Wainscoat, Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawaii.

A principios de la década de 1970 se descubrió que los núcleos de la galaxias —incluida la Vía Láctea— emiten intensamente en el infrarrojo. Los Cuasares y otras galaxias activas también son fuentes intensas de radiación infrarroja. Toda esta nueva información se obtuvo mediante observaciones en el infrarrojo cercano llevadas a cabo desde la Tierra.

Hoy en día, la mayoría de los grandes telescopios se han modificado instalando detectores infrarrojos. Muchos telescopios infrarrojos utilizan ahora óptica adaptiva para crear imágenes muy precisas o agudas. La óptica adaptiva* [página en Inglés] compensa las distorsiones producidas por la turbulencia atmosférica.

Óptica adaptativa en el Instituto de Astronomía

Hokupa'a montado en Géminis
El grupo de óptica adaptativa (AO) del Instituto de astronomía (Universidad de Hawai) está desarrollando sistemas de óptica adaptativa basados en la detección y corrección de curvaturas. Hemos optado por implementar la curvatura basada en AO, por su simplicidad de implementación, sensibilidad y robustez.

El grupo de óptica adaptativa del Instituto UH de Astronomía ha desarrollado e implementado múltiples sistemas AO desde 1994.

Hokupa'a montado en Géminis

El primer sistema de AO desarrollado en UH fue un sistema de 13 elementos, inicialmente construido en el enfoque coudé del telescopio Canadá-Francia-Hawai (CFHT) en Mauna Kea, se ha utilizado regularmente (típicamente 20 noches al año) en el F/36 Cassegrain Focus desde diciembre de 1994. En enero de 1994, el sistema de 13 del elemento AO fue cabido al foco Cassegrain doblado de UKIRT, y en noviembre de 1996, reubicado al telescopio del UH 2.2 m.

Hokupa'a-36 con un espejo deformable del elemento 36, fue construido en 1997 para CFHT. A finales de mayo de 1999, Holupa'a fue instalado en Géminis North, pocos días antes de la dedicación del telescopio. Hokupa'a fue actualizado a un sistema de elementos 85 servido en Géminis North hasta la instalación de Altair en 2003.

Un 85 elemento UH ao sistema está en su lugar en el telescopio sur de Géminis en la Cumbre del Cerro Pachon en Chile como parte del infrarrojo cercano Coronographic Imager (NICI), un dedicado Lyot coronógrafo (ver página de instrumento nici en el sitio web de Gemini South).

Como parte del Instituto de Astronomía de UH, el Laboratorio de Óptica Adaptativa tiene una oportunidad excepcional para la colaboración con los telescopios en Mauna Kea y Haleakala. Actualmente nos centramos en el desarrollo de sistemas de detección de frente de onda de curvatura con cientos de elementos optimizados para operaciones de poca luz.

Adaptive Optics Laboratory
University of Hawaii Institute for Astronomy
2680 Woodlawn Dr. Honolulu, HI 96813
(808) 956-7434

EL DESPEGUE DE LA ASTRONOMÍA INFRARROJA

Además de absorber la mayor parte de la radiación infrarroja proveniente de las fuentes cósmicas, la atmósfera de la tierra también irradia ondas en la banda del infrarrojo y, por tanto, interfiere con las observaciones infrarrojas. Por ello, a la hora de realizar observaciones en esta banda, es importante hacerlo a la mayor altura posible, donde la atmósfera es más tenue. Así, se han lanzado detectores infrarrojos desde globos aerostáticos, cohetes y aviones, lo que ha permitido a los astrónomos estudiar señales infrarrojas de longitudes de onda más largas. Aunque estos métodos sólo permiten observar una parte limitada del cielo durante períodos breves, sin duda han contribuido considerablemente al progreso de la astronomía infrarroja.

Los primeros telescopios criogénicos lanzados en cohetes hicieron posible observar el cielo durante varios minutos antes de reingresar en la atmósfera. El primer mapa infrarrojo de todo el cielo fue el resultado de una serie de vuelos realizados por el Laboratorio de Investigación Cambridge de la Fuerza Aérea. Este proyecto, denominado Hi Star, examinó el cosmos en longitudes de onda de 4, 10 y 20 micrones. Si bien el tiempo total de observación acumulado por estos vuelos fue de apenas unos 30 minutos, se detectaron con éxito unas 2363 fuentes infrarrojas que fueron publicadas en el Estudio del Cielo en la Banda Infrarroja de AFCRL. Aproximadamente 70% de estas fuentes coincidieron con las fuentes descubiertas por el estudio del Observatorio del Monte Wilson, efectuado en la banda de 2,2 micrones. Los cohetes también descubrieron brillantes emisiones infrarrojas en regiones de hidrógeno ionizado (HII) y en el centro de nuestra galaxia.

Algunos globos de helio fabricados con mylar han llevado telescopios infrarrojos a altitudes de hasta 40 km. En 1963, un bolómetro de germanio fue adosado a un globo para realizar observaciones infrarrojas de Marte. En 1966, el Instituto Goddard de Ciencias Espaciales comenzó a utilizar globos para examinar el cielo en la banda de 100 micrones. Este programa condujo al descubrimiento de cerca de 120 fuentes infrarrojas brillantes cerca del plano de nuestra galaxia.

En 1977, los telescopios infrarrojos llevados a bordo de aviones, como el observatorio aéreo Kuiper (KAO), hicieron posible descubrir los anillos de Urano. El KAO se utilizó para obtener datos astronómicos en la banda infrarroja durante más de 20 años, volando a una altitud de 13 km, suficiente para evitar 99% del vapor de agua de la Tierra. Los observatorios aéreos, además de detectar más longitudes de onda infrarrojas, también permiten identificar fuentes más débiles que no se pueden observar desde nuestro planeta, tales como las nubes interestelares.

Observatorio Aéreo Kuiper

La NASA está haciendo planes para lanzar un nuevo observatorio aéreo. El observatorio estratosférico para astronomía en la banda infrarroja (SOFIA)* [página en Inglés] será un telescopio óptico, infrarrojo y submilimétrico montado a bordo de un Boeing 747. Se anticipa que comenzará a funcionar en el año 2002.

Nota EQ: Ya se lanzó y es uno de los mejores. En este blog etiqueta SOFIA.

El Quelonio Volador

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