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- Herausgeber: UNAM, Dirección General de Divulgación de la Ciencia
- Kategorie: Wissenschaft und neue Technologien
- Sprache: Spanisch
Esta antología reúne una variedad de relatos de astrónomos e ingenieros trabajando para avanzar en el conocimiento sobre el Universo. Cada uno en su propio estilo nos cuenta lo que estudia, cómo y por qué. Aparecen objetos astronómicos de todo tipo; telescopios terrestres y espaciales que captan la luz en todas las frecuencias del espectro. Encontramos colaboraciones entre especialistas de distintas áreas y diferentes países. El conjunto es un retrato viviente del quehacer de la astronomía en el México de hoy.
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Seitenzahl: 163
Veröffentlichungsjahr: 2020
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Esta antología reúne una variedad de relatos de astrónomos e ingenieros trabajando para avanzar en el conocimiento sobre el Universo. Cada uno en su propio estilo nos cuenta lo que estudia, cómo y por qué. Aparecen objetos astronómicos de todo tipo; telescopios terrestres y espaciales que captan la luz en todas las frecuencias del espectro. Encontramos colaboraciones entre especialistas de distintas áreas y diferentes países. El conjunto es un retrato viviente del quehacer de la astronomía en el México de hoy.
Astrónomostrabajando
Directorio unam
Enrique Luis Graue Wiechers
Rector
Leonardo Lomelí Vanegas
Secretario General
William Henry Lee Alardín
Coordinador de laInvestigación Científica
Directorio dgdc
César A. Domínguez Pérez-Tejada
Director General de Divulgación de la Ciencia
Andrés Fernández Medina
Director de Medios
Rosanela Álvarez Ruiz
Subdirectora de Medios Escritos
Astrónomos trabajando
Susana Biro Coordinadora
Coordinación editorial
Rosanela Álvarez Ruiz
Asistente editorial
Kenia Salgado Sánchez
Corrección de estilo
Rosanela Álvarez / Kenia Salgado
Diseño de interiores y portada
Beatriz Gutiérrez de Velasco
Astrónomos trabajando
Primera edición, noviembre de 2020
D. R. © 2020 Universidad Nacional Autónoma de México
Dirección General de Divulgación de la Ciencia
Avenida Universidad 3000, Ciudad Universitaria
Col. Universidad Nacional Autónoma de México
Coyoacán, 04510, Ciudad de México.
ISBN: 978-607-30-3733-4
Esta edición y sus características son propiedad de la Universidad Nacional Autónoma de México. Prohibida la reproducción total o parcial por cualquier medio sin la autorización escrita del titular de los derechos patrimoniales.
Hecho en México.
Susana Biro
Alejandro Raga y Fabio De Colle
Alberto Flandes
Alejandro Farah
Gloria Koenigsberger
Raúl Mújica García
Isaura L. Fuentes–Carrera
Wolfgang Steffen
Luis Felipe Rodríguez Jorge
Gloria Delgado Inglada
Invitación
Susana Biro
Coordinadora
El libro que tienes en tus manos es el resultado de una afortunada serie de invitaciones. Primero, Rosanela Álvarez, Subdirectora de Medios Escritos de la Dirección General de Divulgación de la Ciencia, me invitó a coordinar una antología sobre astronomía y acepté gustosa. Se me antojaba mucho reunir a un grupo de astrónomos que trabajan hoy en México (no todos son mexicanos) para que nos contaran lo que hacen. Mi interés era que, además de sus resultados, nos hablaran sobre los procesos que los llevaron a ellos.
Con esta idea en mente invité a una docena de astrónomos e ingenieros de distintas instituciones del país que participan desde ángulos distintos en la interminable tarea de avanzar en el conocimiento sobre el Universo. Les platiqué la idea, les mandé ejemplos, nos pusimos de acuerdo y escribieron los textos aquí reunidos. El proceso de coordinar este libro sobre los procesos involucrados en hacer astronomía en el siglo xxi fue muy enriquecedor y espero que su lectura también lo sea.
El libro resultante es una colección de autorretratos de astrónomos e ingenieros trabajando. Cada uno en su propio estilo nos cuenta qué estudia, cómo y por qué. Aparecen objetos astronómicos de todos tipos, desde partículas de polvo hasta galaxias. Se utilizan telescopios terrestres y espaciales que captan la luz en todas las frecuencias del espectro. Encontramos colaboraciones entre especialistas de distintas áreas y diferentes países. El conjunto es un retrato viviente del quehacer actual de la astronomía en México.
Este brevísimo prólogo es también una invitación, a ti que lees estas palabras, para que te quedes con nosotros y conozcas a la astronomía en proceso y a las personas que la hacen.
Historia de una partícula de polvo
Alberto Flandes
Instituto de Geofísica, unam
El espacio entre los planetas y entre las estrellas está lleno de gas y polvo. El polvo nace cuando sus moléculas se unen formando pequeñas partículas sólidas en un proceso simple y complejo a la vez, porque no es claro cómo es posible que puedan unirse átomos y moléculas en un ambiente de tan baja densidad, donde la separación entre cada una es tan grande. Sin embargo, el polvo es muy común en el Universo. Es, de hecho, el componente sólido más primitivo y un eslabón clave en la formación de los planetas y otros cuerpos sólidos. Es cierto que cuando hablamos de polvo, no sólo nos referimos a las partículas que se solidifican en nubes moleculares o en las frías atmósferas de estrellas gigantes, sino también podemos referirnos a pequeños fragmentos de planetas, asteroides o cometas. A todas estas formas de partículas sólidas les llamamos genéricamente polvo cósmico. Del polvo cósmico podemos obtener información indirecta o directa acerca de objetos lejanos o inaccesibles. Su estudio es la base de una rama relativamente nueva de los estudios espaciales denominada Astronomía de polvo, que complementa a la astronomía tradicional. Esta última estudia la radiación electromagnética o luz que los cuerpos celestes emiten o reflejan.
Los granos de polvo más pequeños tienen tamaños de alrededor de una milésima de micra aunque, en general, los objetos o partículas de roca o hielo menores a pocos centímetros se consideran polvo y, a veces, se les llama micrometeoroides. En contraste, los cuerpos algo mayores o hasta cerca de un metro se designan como meteoroides y los cuerpos rocosos mayores a un metro son, por definición, asteroides.
Más de 100 toneladas de polvo impactan la Tierra cada día en su órbita alrededor del Sol. La mayoría, unas tres cuartas partes, son fragmentos de asteroides y casi una cuarta parte es material que los cometas van dejando a su paso cuando se sumergen en el sistema solar interior o se acercan al Sol. Sin embargo, una pequeña fracción del polvo que encontramos en el sistema solar es interestelar y viene principalmente de una nube de gas y polvo ubicada en la misma región de nuestra galaxia por la que el Sol se mueve.
Lluvias de estrellas
Los meteoroides y el polvo colectado por la Tierra producen las lluvias de estrellas al calentarse y vaporizarse en la atmósfera. Algunas de éstas ocurren periódicamente y se relacionan con las trazas y trayectorias de cuerpos específicos como las Gemínidas, que son deshechos del asteroide Faetón; o las Táuridas, que podrían ser partículas de la cola del cometa Encke.
Aunque parece paradójico, entre más pequeñas son la partículas, mayor es la probabilidad de que sobrevivan a la calcinación y alcancen la superficie de la Tierra, porque entre más grande es una partícula, mayor es su área de contacto y más calor acumulan al atravesar la atmósfera. Es fascinante pensar que una parte de todo este polvo sobrevive a su ingreso a la atmósfera y puede encontrarse en los techos y jardines de las casas. De hecho, los tamaños típicos del polvo sobreviviente son de alrededor del doble del grosor de un cabello o 0.1 mm. La desventaja del estudio de estos granos de polvo es que sus propiedades físicas originales, por ejemplo su forma y estructura, y parte de sus propiedades químicas, se pierden cuando las partículas interactúan con la atmósfera. La ventaja es que estas modificaciones nos cuentan la historia de su travesía.
Nuestro mayor interés está en las partículas que han sufrido pocas modificaciones; por ejemplo, debido a la radiación solar. Los cometas, y particularmente los asteroides compuestos básicamente de carbono –o clase C–, podrían ser material original remanente de la formación del sistema solar, también llamado material primordial o condrítico. Estudiar el polvo de estos cuerpos, directamente en sus superficies o aquellas partículas que orbitan cerca de ellos y que han sufrido poca modificación, es fundamental para entender la evolución de cometas y asteroides en general y, sobre todo, el origen del mismo sistema solar. Ésta es una de las razones que motivan a las nuevas misiones espaciales a tratar de incluir, al menos, un detector de polvo a bordo entre sus instrumentos.
Cómo atrapar una partícula de polvo
Naves interplanetarias como Ulises (orbitador solar que estudió al Sol entre 1990 y 2009), Galileo (nave que orbitó Júpiter entre 1994 y 2003) y Cassini (que orbitó Saturno entre 2004 y 2014) tenían detectores de polvo que podían medir la masa, la velocidad y la dirección de aproximación de las partículas en el lugar mismo de la detección. Estos instrumentos fueron diseñados para partículas de polvo interplanetario moviéndose a decenas de kilómetros por segundo. El choque de los granos de polvo con el detector puede ser tan violento que las moléculas que componen al polvo se separan en átomos individuales y los átomos pierden parte de sus electrones formando una nube de átomos positivos –o iones– y electrones –negativos–. Esta nube se somete a un voltaje eléctrico que obliga a cada uno a moverse en direcciones contrarias en la forma de dos corrientes de signo contrario de las que se infieren las propiedades de la partícula de polvo.
Las misiones Stardust de la nasa y Hayabusa 1 y 2 de la jaxa (Agencia Espacial Japonesa) optaron por capturar partículas de cometas y asteroides y traerlas a la Tierra para su estudio. En 2004, Stardust colectó miles de partículas de polvo de la coma o atmósfera del cometa Wild 2 con trampas de aerogel donde las partículas quedaban incrustadas sin que se destruyeran o se alteraran químicamente. El aerogel es un material de dióxido de silicio o sílice muy particular. Es rígido, pero en extremo ligero debido a su muy alta porosidad que además lo hace traslúcido.
A diferencia de los instrumentos anteriores, el colector de la nave Hayabusa 1 era simplemente un pequeño cilindro vacío que se abrió para dejar entrar las partículas dispersadas por la nave cuando logró descender en la superficie del asteroide Itokawa. Con este método, el colector captó sólo unas cuantas decenas de partículas de polvo. De forma similar, en 2019 la nave Hayabusa 2 hizo un muy breve aterrizaje en el asteroide Ryugu, disparó una bala en el punto de aterrizaje al momento del contacto con la superficie y, mientras la nave ascendía en una nube de polvo y fragmentos de roca, un contenedor en su tren de aterrizaje –también vacío– se abrió y recolectó parte del material.
Figura 1. DIM, el Monitor de impacto.
La misión Roseta de la esa (Agencia Espacial Europea) tenía un enfoque algo distinto a los anteriores. Roseta era un orbitador dedicado al estudio del cometa 67P/Churiumov-Gerasimenko y el estudio del polvo cometario era uno de sus objetivos más importantes. Entre sus 10 instrumentos de investigación contaba con tres que estaban dedicados a este propósito: el acumulador de polvo giada (por sus siglas en inglés), capaz de fotografiar las partículas que capturaba, y los instrumentos cosima y midas, que se especializaban en determinar la composición del polvo. Además, Roseta transportaba el módulo de acometizaje Philae, que también llevaba su propio detector de polvo, un sensor llamado dim, cuya historia es muy peculiar.
dim
El sensor dim (o monitor de impacto de polvo) era el instrumento más simple y pequeño de la misión Roseta. Era un cubo de cerca de 7 cm de lado, diseñado para operar en la superficie de un cometa y estudiar el polvo milimétrico que se mueve cerca de su superficie. Tres de las seis caras del dim tenían tres placas piezoeléctricas (o pzt) de forma rectangular. La característica de los pzt es que están hechos de un material en cuyas moléculas se produce cierto voltaje –y por tanto una corriente– cuando se les aplica presión. Así, cualquier partícula de polvo que chocara con los pzt de dim sería detectada.
dim fue diseñado por Áttila Péter, ingeniero húngaro, para una tarea totalmente diferente: detectar fracturas en albercas de reactores nucleares al momento que se generaban. Cuando la misión Roseta estaba en planeación, Áttila fue invitado a contribuir con un instrumento para las naves y le pareció que un sensor piezoeléctrico no sólo detectaría la onda acústica producida por una fractura, sino también registraría impactos de partículas de polvo relativamente grandes.
La misión Roseta sufrió muchas modificaciones en su diseño y objetivos, y también retrasos por fallas; pero, al final, hubo cierta presión y premura por parte de la esa para lanzarla, por lo que no hubo suficiente tiempo para estudiar con el detalle necesario el comportamiento de sus instrumentos. Por ejemplo, en el caso de dim no se conocían bien su sensibilidad, ni sus límites de detección. Entre la etapa de planeación de Roseta y Philae y su llegada al cometa pasaron más de 20 años. Para el momento en que Roseta ya estaba a poco tiempo de alcanzar su objetivo, Áttila estaba retirado y era afectado por el Parkinson. Había muy poca documentación escrita sobre el instrumento y sólo un colaborador que entonces era estudiante de doctorado, Hans-Herbert Fischer, del Centro Espacial Alemán (dlr, por sus siglas en alemán), desde donde se controlaba Roseta, había hecho pruebas preliminares con dim, pero sólo tenía una idea general de su funcionamiento. Más tarde, Hans-Herbert formaría parte del equipo de operación de Roseta.
A pocos años de que Roseta alcanzara al 67P, el astrónomo Harald Krüger se hizo cargo de dim cuando se incorporó al Instituto Max-Planck (también llamado mps) para el estudio del sistema solar en Alemania, uno de los institutos participantes de la misión. Su tarea era estudiar a dim e interpretar los datos que obtuviera durante su operación sobre la superficie del cometa usando cinco sensores idénticos a dim. Se requerían muchas pruebas que simularan los posibles impactos de polvo sobre dim, pero también el desarrollo de un modelo matemático que permitiera interpretar los datos y un programa computacional para un análisis rápido de los mismos. Cuando Harald conformaba su equipo de trabajo, me invitó a participar como es-pecialista en polvo e investigador del grupo de ciencias espaciales del Instituto de Geofísica de la unam. Harald y yo nos habíamos conocido en el Instituto Max-Planck de física nuclear en Heidelberg, donde tuve la suerte de realizar mi trabajo de doctorado con los datos de los detectores de polvo de las naves Galileo y Ulises bajo la supervisión de Eberhard Grün, uno de los pioneros en el estudio del polvo cósmico. En ese entonces, Harald era parte del llamado Grupo de polvo y estaba a cargo del detector de polvo de la nave Ulises.
Otros miembros del equipo dim eran Alexander Loose, hábil ingeniero del mps con mucha experiencia en la construcción de instrumentos espaciales; Walter Arnold, veterano especialista en materiales de las universidades de Gotinga y Saarland, y del prestigiado Instituto Fraunhofer; y Áttila Hirn, húngaro especialista en radiación y dosimetría del Centro de Energía de Budapest y el anterior científico encargado de dim. Participaron también varios estudiantes que desarrollaron parte de sus proyectos de maestría y doctorado con dim.
En gran parte, el trabajo requería impactar una gran variedad de partículas –de preferencia esféricas– de diversos materiales y tamaños en los gemelos de dim que teníamos en la Tierra, para analizar su respuesta. La forma esférica, aunque poco realista si pensamos en una partícula de polvo interplanetario, es conveniente para los experimentos, no sólo porque es más fácil de calcular el tamaño de las partículas, sino porque cuando impactan sus áreas de contacto son casi constantes. La mayoría de los experimentos los realizamos en el mps porque ahí se encontraban los duplicados del sensor (ahora tenemos un duplicado en el Instituto de Geofísica). Algunos experimentos fue necesario realizarlos en el dlr donde se encontraba la réplica completa de Roseta y Philae, lo que nos permitió tener una respuesta del instrumento lo más cercana posible al instrumento a bordo de la nave.
Las pruebas de dim
Cuando un cometa como el 67P se acerca al Sol, su superficie se calienta por la radiación solar y se genera una atmósfera transitoria de gas y polvo llamada coma. Parte del polvo de la coma proviene de la superficie y parte de capas algo más profundas que quedan expuestas al fracturarse la corteza. Las partículas más finas de la coma –micrométricas o menores– son empujadas por la propia radiación solar –o presión de radiación– y forman una de las colas del cometa. Las partículas algo mayores, con tamaños de hasta unos pocos milímetros, pueden quedar atrapadas en órbitas alrededor del cometa, y las partículas más grandes, cercanas a las fracciones de centímetro o mayores, simplemente caen de vuelta a la superficie y cubren al cometa formando una capa relativamente gruesa de polvo similar a la que existe en nuestra luna.
Los resultados de Stardust eran una buena referencia de lo que podían esperar los instrumentos de Roseta en cuanto a polvo, con la salvedad de que las partículas que atrapó en sus colectores de aerogel fueron captadas a distancias mayores a los 200 km del Wild 2. Roseta estaría 10 veces más cerca del 67P y Philae –con dim– se posaría en el núcleo del cometa. En teoría, dim estaría en contacto con partículas grandes que por su tamaño no serían capaces de escapar de la superficie del cometa, pero quizás similares en composición a las detectadas por Stardust; así también se esperaba encontrar partículas de hielo.
Debido al diseño de dim, cada partícula detectada arrojaría sólo dos valores: el voltaje máximo producido por su impacto con alguno de sus pzt y el intervalo de tiempo en el que la partícula estuviese en contacto con el pzt (llamado tiempo de contacto). En el laboratorio, ambos valores pueden obtenerse de la gráfica completa de la señal cuando uno de los duplicados de dim se conecta a un osciloscopio, instrumento muy usado para el análisis de señales de muchos tipos. En realidad, la señal completa es una multitud de valores de los que el voltaje máximo y el tiempo de contacto son los más relevantes. Desafortunadamente, por economía, en la electrónica de Philae no se incluyó algo parecido a un osciloscopio; sin embargo, el análisis de la señal completa en el laboratorio era necesario y fue muy importante para conocer mejor las capacidades del instrumento.
La gráfica de un impacto se ve como una onda cuya forma depende del tipo de partícula y de su velocidad. La altura del primer pico de la onda es el voltaje máximo y está relacionada con la velocidad de impacto de las partículas. El ancho horizontal del pico corresponde al tiempo de contacto. Típicamente, el voltaje está en milésimas de volt o milivolts, y el tiempo en millonésimas de segundo o microsegundos. Entre más intenso es el choque entre la partícula y el sensor, más grande o intenso es el voltaje; y entre menos rígida o más deformable es la partícula, su tiempo de contacto será mayor y viceversa. De acuerdo con lo anterior, si una partícula cualquiera impacta en dim, podemos estimar tres cosas: su velocidad a partir del voltaje generado, su composición a partir del tiempo de contacto y su dirección con respecto a dim, a partir del pzt con el que impactó.
Una duda importante que teníamos era cómo se comportaría dim a bajas temperaturas, pues la superficie del cometa está por debajo de los -40 °C. Para los experimentos, a falta de un cuarto frío diseñamos una versión miniatura, similar a un pequeño refrigerador de poliestireno (conocido por su nombre comercial como unicel) con una ventana transparente de acrílico (a la que llamamos simplemente caja fría) y que enfriamos con nitrógeno líquido hasta los -50 °C. Podía introducirse el detector en ella y manipularse desde afuera a través de un par de guantes que incorporamos en las paredes. Esta caja fría nos permitió también resolver un problema que nos agobió por varias semanas: crear esferas de hielo de agua para nuestras pruebas. Al final, la solución fue depositar gotas de agua sobre una placa metálica conectada a la tubería por la que circulaba el nitrógeno líquido. Estas gotas se congelaban instantáneamente y mantenían su forma. Después de muchas pruebas y manos congeladas, comprobamos que la respuesta de dim era independiente de la temperatura y pudimos estudiar su comportamiento con los impactos de partículas de hielo compacto y de hielo algo poroso. Claro que sabíamos que las partículas del cometa no se parecerían mucho al hielo de agua compacto, pero las pruebas con distintos materiales, incluido el hielo, nos ayudaba a conocer mejor a dim.
Figura 2. Punto de detección de la partícula dedim con respecto al 67P.
dim en acción
Cuando Philae se desacopló de Roseta en noviembre de 2014 para descender en el cometa, dim
