Galileo y el Año Internacional de la Astronomía

La celebración del Año Internacional de la Astronomía en este 2009 fue una iniciativa de Italia, la patria de Galileo. En Italia se conservan algunos de los primeros instrumentos fabricados por y para él. También una gran colección de sus escritos, sobre todo en el Museo e Instituto de Historia de la Ciencia en Florencia.  La inauguración de la AIA se hizo en la sede de la UNESCO en París y la conclusión se hará en enero de 2010 en Padua, para cuya Universidad estaba trabajando Galileo en el momento que incio sus descubrimientos astronómicos y dió inicio a la astronomía moderna y con ello de la ciencia moderna también.

En Guatemala hemos contado a lo largo esta década con el  apoyo del Instituto Italiano de Cultura para desorrollar cursos profesioneles y conferencias para todo público y de esa cuenta este año estaremos desarrollando a partir de hoy de una serie de actividades que inician el dia de hoy,

El hombre observa al Universo. El Universo observa al hombre. Consideraciones sobre nuestro lugar en el cosmos. Vittorio Canuto (NASA/U. Columbia)  Jueves 29 de octubre a las 18:30 horas en la sede del IIC en la Zona 10

Del microscopio al telescopio: como la ciencia puede ayudar a la humanidad. Los estudios astronómicos y la vida diaria. Mesa Redonda con Vittorio Canuto (NASA/U. Columbia), Nicola Napolitano (INAF, Nápoles), Edgar Cifuentes, (USAC) y otros. Viernes 30 de octubre a las 18:30 horas en la sede del IIC en la Zona 10.

Observando y simulando el Universo. Estudios astronómicos y modelos digitales. Nicola Napolitano (INAF, Nápoles). Martes 3 de noviembre a las 18:30 horas en la sede del IIC en la Zona 10.

Galaxy formation and Internal structure. Nicola Napolitano (INAF, Nápoles). Curso sobre formación de Galaxias que se desarrollará de 10 a 12 horas del 2 al 6 de noviembre. Lunes en la sede del IIC en la Zona 10 y a partir del martes en el Aula Virtual del Departamento de Física, Edificio T-1 Segundo Nivel Ciudad Universitaria Zona 12.

mas información en : http://fisica.usac.edu.gt/ y http://astronomia.org.gt/

Esperamos que asistan a alguna o mejor aún a todas las actividades.

Noches de Galileo

Las celebraciones del Año Internacional de la Astronomía incluyó el evento pilar 100 Horas de Astronomía, el cuál se desarrolló exitosamente a lo largo del mundo,  con la intención de que mucha gente pudiera ver a través de un telescopio la visión del cielo nocturno, para así poder revivir en parte lo hecho por Galileo hace 400 años. Debido al  éxito obtenido en las 100 Horas, la Coordinación Mundial decidió repetir la experiencia con las “Noches de Galileo”.    Las actividades se desarrollarán a lo largo del mundo a partir de mañana 22 de octubre hasta el 24 de octubre pero acá en Guatemala lo haremos solo desde el viernes a las 6 de la tarde con la inauguración hasta el sábado 24 por la noche.

Durante la inauguración daré una conferencia acerca del legado de Galileo a la astronomía y luego presentaremos algunos videos, para continuar con un taller de elaboración de cartas celestes, para terminar realizando observaciones con varios telescopios. Estas actividades se desarrollarán en el Aula Virtual del Departamento de Física, Edificio T-1 Segundo Nivel, de la Ciudad Universitaria donde tendremos nuestra sede, contemporaneamente habrá actividades en el Observatorio de la Universidad Rafael Landivar. Durante el sábado habrá una serie de conferencias, desde las 10 de la mañana hasta las 9 de la noche,  puede ver aquí la programación detallada,  para seguir luego con una observación.  Las observaciones se realizarán en la Plaza de los Mártires siempre en la Ciudad Universitaria. También haremos conexiones on line con algunos Observatorios localizados en diferentes partes del mundo. La asistentencia está abierta para todo público y esperamos que la comunidad universitaria aproveche la oportunidad de participar con nosotros.

Ahora que estamos en el mes de octubre tendremos cielos mas despejados de los que tuvimos en abril durante las 100 Horas por lo que esperamos que la experiencia sea mejor.

A partir de la próxima semana tendremos más actividades en cooperación con el Instituto Italiano de Cultura de las cuales les escribiré en otro post.

Astronomía en Converciencia 2009

En esta entrega deseo describir las actividades que realizé durante la reunión CONVERCIENCIA 2009 que tomó lugar en la ciudad de Guatemala del 20 al 25 de Julio.  El principal objetivo de la actividad fue el de promover diferentes ramas de la ciencia a diferentes niveles dentro de la sociedad guatemalteca. Mis objetivos personales fueron promover la astronomía y la astrofísica con los estudiantes de nivel medio, estudiantes universitarios de carreras de ciencias y con del público en general. Para el efecto, preparé tres actividades que consistieron en (i) un taller de astronomía para estudiantes de nivel medio, (ii) una charla para público en general y (iii) una plática acerca del tema de especialización que estoy desarrollando en mis estudios de doctorado, dirigida a estudiantes universitarios de ciencias. A continuación describo cada una de las actividades con más detalle.

i) Taller de astronomía para estudiantes de nivel medio En esta actividad el objetivo principal fue permitir a los estudiantes  realizar mediciones e interpretaciones de  datos astronómicos  a fin de investigar las propiedades de los objetos donde los datos fueron tomados. Para esta actividad preparé los siguientes ejercicios:  (1) La Rotación de Saturno y sus Anillos, donde los estudiantes midieron el corrimiento de las líneas de absorción provenientes del planeta y de sus anillos para,  mediante la aplicación del efecto Doppler, encontrar el período de rotación de Saturno, la naturaleza de sus anillos y la masa del planeta. Cada estudiante recibió una copia de un espectro calibrado de Saturno y sus anillos.  (2) Midiendo la distancia a un púlsar. Para este ejercicio se proveyó a los estudiantes con una detección de una señal dispersa de un púlsar. A partir de los datos, los estudiantes midieron la pendiente de la señal dispersa para encontrar el grado de dispersión de la señal cantidad conocida como medida de dispersión. Con este número y junto a un modelo para la distribución de electrones libres de nuestra Galaxia que fué proveido junto con los datos, los estudiantes hicieron una estimación razonable de la distancia a la que se encuentra éste púlsar.

ii) Despojos Estelares, Enanas Blancas, Estrellas de Neutrones y Agujeros Negros (Charla para todo público): En esta charla discutí principalmente que ocurre a las estrellas cuando acaban su combustible nuclear en nuestra Galaxia y en otras galaxias. Expliqué los modelos que describen cómo las estrellas cómo son las fases finales de la evolución de estrellas como nuestro Sol, transformándose en estrellas enanas blancas. También describí lo que ocurre a las estrellas masivas, el colapso gravitatorio que conlleva a una explosión de supernova, y consecuentemente al colapso del núcleo estelar en una estrella de neutrones o bien en un agujero negro. Aquí aproveché para describir los diferentes tipos de materia degenerada que se forman luego del colapso (materia degenerada de electrones y de neutrones), con ejemplos y analogías para la audiencia.

iii) Despojos Estelares Fascinantes, Púlsares (charla para estudiantes universitarios de ciencias). En esta charla he descrito principalmente las propiedades de las estrellas de neutrones y de los púlsares, haciendo una revisión sobre el estado actual de éste tópico en la comunidad astronmómica. El tema fue puesto en contexto explicando brevemente cómo es la evolucion de las estrellas masivas, estrellas que explotan como supernovas, dando lugar a la formación de los pulsares. También describí las diferentes formas de radiación que los púlsares pueden emitir, ondas electrómagnéticas y ondas gravitacionales. Asímismo describí la diferente fenomenología que muestran los púlsares aislados (intermitencia, pulsos gigantes, glitches, emisión de rayos X, rayos Gamma) y también la que muestran los pulsares binarios, objetos considerados como laboratorios naturales excelentes para probar la Teoría General de la Relatividad. Finalmente, la última parte de la charla concluyó discutiendo acerca de la siguiente generación de radio telescopios (Low Frequency ARray -LOFAR y el Square Kilometer Array -SKA) que permitirán en principio detectar todos los púlsares de nuestra Galaxia y que permitirán también implementar nuevas formas para detectar ondas graviacionales.

Uno de los resultados más positivos, mencionados ya por  Fernando Quevedo y Enrique  Pazos en previas contribuciones en este mismo blog, fué el compromiso obtenido con la rectoría de la Universidad de San Carlos de Guatemala, para la promoción y eventual creación de la Escuela no Facultativa de Ciencias Físicas, Matemáticas y ciencias afines.

Agradecimientos: Deseo agradecer el apoyo otorgado por el Abdus-Salam ICTP para  cubrir la asistencia a esta actividad de E.O.T., E.P.A. y mí persona. Asímismo deseo agradecer el apoyo logístico dado por el personal del CONCYT,  la Licenciatura en Física de la USAC y la dirección de ciencias de la URL  en Ciudad de Guatemala durante la conferencia.

Guateciencia en CONVERCIENCIA

La próxima semana, del 20 al 24 de julio, se llevará a cabo CONVERCIENCIA 2009. Esta actividad CONCYT la ha estado realizando durante los últimos años y consiste en invitar a científicos guatemaltecos que se encuentran en el exterior para intercambiar con sus correspondientes colegas en Guatemala y también con el público en general. Tres de los autores de Guateciencia, Enrique Pazos, Eduardo Ortiz y Eduardo Rubio están dentro de los invitados, Gustavo Ponce ha sido un habitual invitado a esta actividad pero desafortunadamente este año no podrá estar con nosotros.
La programación completa de la actividad pueden consultarla en el sitio del CONCYT y hay otras programaciones específicas en las Universidades Rafael Landivar, Del Valle y San Carlos que iremos agregando en los comentarios mas adelante. la programación que nos compete directamente es la siguiente:
Actividades en la Universidad de San Carlos de Guatemala
Miércoles 22 de julio de 2009
Jornada matutina “Escuela de Ciencias Físicas, Matemáticas y Astronomía”
Conferencias en el Salón de Conferencias del Departamento de Física Edificio T-1 Segundo Nivel
09:00 10:00 “Matemáticas financieras” Eduardo Ortíz, Universidad de Oxford
10:00 11:00 “Dimensiones extra exponencialmente grandes” Fernando Quevedo, Universidad de Cambridge
Conferencia en el Departamento de Matemática
11:00 12:00 “Un hilo: Series de potencias racionales, códigos secuenciales y periodicidad de secuencias” Sergio López, Universidad de Ohio
Reunión en Rectoría
12:00 15:00 Reunión de los científicos visitantes con autoridades de la Universidad de San Carlos para apoyar la creación de la “Escuela de Ciencias Físicas, Matemáticas y Astronomía” como una nueva unidad académica de la USAC Jornada vespertina “Año Internacional de la Astronomía” Conferencias en el Salón de Conferencias del Departamento de Física Edificio T-1 Segundo Nivel
15:00 16:00 “Astronomía con ondas gravitacionales”, Enrique Pazos, Universidad de Maryland
16:00 17:00 “Pulsares: Fascinantes despojos estelares”, Eduardo Rubio, Universidad de Amsterdam

Como pueden ver nuestras actividades están conectadas con la celebración del Año Internacional de la Astronomía y con el proyecto para la creación de una unidad académica de física matemática y astronomía en el seno de la Universidad de San Carlos, este proyecto se encuentra actualmente pendiente de dictamen en la Comisión de Política y Planificación del Consejo Superior Universitario y empezó ha gestarse justamente a raíz de CONVERCIENCIA con el apoyo inicial de Fernando Quevedo y Gustavo Ponce y luego de todos los asistentes a las dos ultimas ediciones del evento y esperamos que el proyecto se concrete en la Escuela de Ciencias Físicas, Matemática y Astronomía en lo que queda del año tomando en cuenta la necesidad de la misma que está plenamente justificada en varios de los post que hemos estado escribiendo los autores de este sitio.  Así que están invitados todos a que nos acompañen y apoyen.

Una Luna para toda la Humanidad

El Proyecto “The Moon for All Mankind” fue coordinado por el Nodo de Malta y nuestro Nodo participó con un pequeño mosaico de fotografías que a su vez formó el gran mosaico con imágenes de la luna provenientes de distintas parte del mundo a lo largo de los cinco continentes. El mosaico que nos representó fue elaborado con fotografías tomadas en el Observatorio de la Universidad Rafael Landivar por estudiantes de esta Universidad y de la Universidad de San Carlos.

Nuestra rodaja de la luna quedó a la par de las mas antigua de las imágenes, 400 años, la proveniente de Italia de los dibujos originales de Galileo Galilei de cuando por primera vez apunto el telescopio hacia los cielos.

La noticia aparece aca: http://www.astronomy2009.org/news/updates/356/

y el mosaico completo aca: http://www.astronomy2009.org/resources/multimedia/images/detail/iya2009_moon_mankind/

Los Científicos Opinan Acerca de los Agujeros Negros

Este sitio contiene entrevistas (lamentablemente en inglés) realizadas a diferentes científicos de la comunidad internacional con preguntas acerca de agujeros negros. La compilación fue realizada por Bernard Schutz persona que participa activamente a la cabeza de varios experimentos para detectar ondas gravitacionales, y contiene las explicaciones de teóricos como Kip Thorne famoso por sus contribuciones al diseño del LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory) y sus teorías sobre agujeros negros y astrónomos observacionales como Reinhard Genzel. Este úlitmo lidera un grupo de astrónomos que ha observado y confirmado la existencia de estrellas moviéndose en órbitas cerradas alrededor de un agujero negro gigantesco en el centro de nuestra propia galaxia, en la región conocida como Sag A*.

Espero las disfruten.

http://www.scienceface.org/

¿Qué es ese Ruido?

Radiación Cósmica para Principiantes
parte 2: La Historia del Descubrimiento

Una Medida del Exceso de Temperatura de Antena a 4080 Mc/s

(Penzias & Wilson, 1965)

Así fue reportado uno de los mayores hallazgos de la cosmología moderna: como un exceso, un sobrante, un ruido, por A. Penzias & R. Wilson, en 1965. Trece años después recibirían el Premio Nobel por este descubrimiento fortuito.

El artículo en el que Penzias & Wilson reportaron el descubrimiento de la CBR.

Penzias & Wilson desconocían el origen del ruido que su antena captaba en todas direcciones y sin variaciones apreciables de un mes a otro, pero mencionan en su artículo

Una posible explicación para el exceso de ruido observado en la temperatura es la que dan Dicke, Peebles, Roll y Wilkinson en una carta en esta misma revista.

(Penzias & Wilson, 1965, taducción: G. A. Ponce)

Efectivamente, Dicke y su grupo, trabajando en Princeton, tenían razones para creer que el universo debería contener radiación térmica como remanente de épocas en las que la temperatura universal era muy alta. Construyeron un detector de microondas para medir esta radiación, pero Penzias & Wilson se les adelantaron. En sus propias palabras:

Aunque no hemos obtenido resultados con nuestro instrumento, nos hemos enterado de que Penzias y Wilson (1965) de los Laboratorios Bell han observado radiación de fondo a 7.3 cm de longitud de onda. Tratando de eliminar (o justificar) cada contribución al ruido visto en la salida de su receptor, terminaron con un residuo de 3.5 ° ± 1 °K. Aparentemente, esto sólo puede deberse a radiación de origen desconocido entrando en la antena.

(Dicke, Peebles, Roll & Wilkinson, 1965; traducción: G. A. Ponce)

Sólo después de que se estableció, a principios de los 1970’s,  que el “ruido” detectado era de origen cosmológico, la comunidad científica se dio cuenta de que la CBR había sido predicha y detectada varias veces a partir de los 1940’s.

McKellar (1941). basado en las observaciones de Adams sobre radiación en el medio interestelar  había encontrado que el espectro emitido por moléculas interestelares de cianuro mostraba que las moléculas estaban en un baño térmico a 2 K:

También, de los resultados de Adams sobre líneas de CN interestelar, se puede calcular que la temperatura “rotacional” del espacio interestalar es cercana a 2° K.

(McKellar, A., 1941; traducción de G. A. Ponce)

Pero en ese artículo no se hace ninguna referencia al posible origen de esta temperatura, que sólo posteriormente ha sido asociada con la de la CBR.

La primera predicción sobre la posible existencia de la CBR fue hecha por  Alpher y Herman (1948) , basada en trabajos que habían hecho en estrecha colaboración con G. Gamow sobre física nuclear y producción de elementos en un universo en expansión. Utilizando los valores aceptados en la época sobre la cantidad de materia y la edad del universo, estimaron una temperatura cercana a los 5 K. Posteriormente, estos autores calcularon un valor de 28 K, basados en los datos –hoy se sabe que eran incorrectos– de A. Behr. Los trabajos de Alpher, Herman & Gamow no han gozado, hasta la fecha, del debido reconocimiento, como lo ha hecho notar el mismo Herman (1997) un poco amargamente.

…Alpher y yo hemos contemplado algunas de las ventajas y desventajas de vivr un tiempo relativamente largo. En el presente contexto hemos tenido el enorme placer del proceso creativo, y el dolor de la falta de reconocimiento apropiado a las contribuciones de Gamow, Alpher y Herman, y una medida de satisfacción al darnos cuenta que, a la larga, algunos de nuestros colegas científicos ven nuestras contribuciones tempranas como meritorias.

(R. Herman, 1997; traducción: G. A. Ponce)

En la década de los 1950’s y a principios de los 1960’s hubo varias detecciones de “ruidos” de unos cuantos Kelvin por parte de Shmaonov, en Rusia, Le Roux, en Francia, y Rose, DeGrasse y Ohm en USA, algunos usando antenas de radar sobrantes de la 2a. guerra mundial, y otros rudimentarios radiotelescopios para astronomía y/o telecomunicaciones. Hoy sabemos que se trataba de la CBR, pero en su momento ninguna de las medidas fue interpretada en ese sentido.

A mediados de los 1960’s, el grupo de Dicke y sus colaboradores en Princeton empezaron a buscar sistemáticamente la CBR, y Zeldovich, Doroshkevich & Novikov en la Unión Soviética hicieron cálculos parecidos a los de Alpher & Herman y sugirieron que la CBR podría detectarse utlizando un satélite. Quizá, si Penzias & Wilson no hubieran existido o no hubieran reportado el “ruido” de su antena, alguno de estos dos grupos hubiera hecho el descubrimiento tarde o tempranno.  Esa fue la época en la que, por decirlo así, el mundo estaba preparado para el descubrimiento. Las predicciones y observaciones anteriores indiscutiblemente se adelantaron a su tiempo.

Para establecer la naturaleza cosmológica de la CBR y su espectro de cuerpo negro, del que hablaremos largo y tendido más adelante, fue necesario hacer muchas más medidas que, durante los 1970’s y los 1980’s terminaron por convertir el estudio de la CBR en una de las ramas más importantes de la cosmología moderna, y nuestra principal fuente de información sobre el universo temprano. Pero fue sólo hasta 1989, cuando se se lanzó el satelite COBE (Cosmic Background Explorer), que se empezaron a obtener datos más precisos y se abrió el camino para las misiones WMAP y Planck que, hoy por hoy, nos están permitiendo tener una idea más clara de cómo ha evolucionado en universo.

¿Porqué habiendo resultados,  teóricos y observacionales, la comunidad científica tardó tanto tiempo en darse cuenta de que se había descubierto la CBR? ¿Porqué le dieron el Premio Nobel a Penzias & Wilson y no, por ejemplo, a Alpher & Herman? ¿Porqué Julio Gallegos ha dedicado diez años de su vida a trabajar en la misión PLANCK?

No lo sabemos. La ciencia moderna funciona así. No es creación de una sola persona sino fruto del trabajo colectivo, y no siempre todos los que han colaborado para lograr un descubrimiento reciben reconocimiento por el mismo. Lo que sí está claro es que los resultados importantes, sean reconocidos o no, los obtienen personas que han dedicado su vida al estudio y trabajan con muchas ganas. No le llegan por arte de magia a los que pasan la vida tirados en una hamaca o enredados eternamente en antinomias de cafetería.

Radiación Cósmica para Principiantes

La mayor fuente de información que tenemos sobre el universo temprano es la radiación cósmica de fondo (CBR, por la sigla de “Cosmic Background Radiation”). Sí, la misma radiación cuyas propiedades serán medidas con gran precisión por los instrumentos a bordo del satélite Planck, del que ya Julio nos ha hablado –y espero que nos siga hablando.

Mientras esperamos que el Planck se enfríe hasta convertirse en el punto más frío del universo, y llegue a su destino donde observará el universo haciendo acrobacias para no “caerse” del punto L2, podemos hablar sobre la naturaleza y los atributos de la CBR, la información que ya se ha obtenido y la que se espera obtener, y las consecuencias que esto podría tener para nuestro entendimiento del universo.

Casi toda la información que tenemos sobre el espacio exterior ha llegado a la Tierra como luz visible, ondas de radio, rayos X y gamma, microondas, radiación infrarroja o ultravioleta, etc. Es decir, como alguna forma de radiación electromagnética. Analizando esta radiación hemos sido capaces de aprender sobre la naturaleza del Sol y las estrellas, los planetas, las galaxias y demás astros que  pueblan el firmamento. Pero ese no es el final de la historia: hay más radiación, que no proviene de ningún astro, sino de todas partes, del fondo mismo del cielo. Es invisible, pero puede detectarse con la antena adecuada apuntando a cualquier punto del cielo en el que no hay astros, donde creeríamos, ingenuamente, que “no hay nada”.

La antena con la que Penzias y Wilson descubrieron la radiación de fondo (CBR) en 1965.

En 1965, Penzias y Wilson descubrieron esa radiación, que posteriormente fue identificada por Dicke y sus colaboradores como la radiación de origen cosmológico predicha desde 1948 por Alpher, Gamow & Herrman, y a principios de los 60’s por Zeldovich, Doroskevich, Sunyaev, y el mismo Dicke. Desde entonces el estudio de la CBR desde el suelo, la atmósfera y el espacio, se ha convertido en una de las principales actividades de los cosmólogos. Se han diseñado nuevos instrumentos y tecnologías, nuevos métodos de análisis e interpretación de datos y nuevos modelos cosmológicos para “leer” en esta radiación de fondo, proveniente de los confines del universo, la historia del origen de galaxias y otras estructuras, y del universo mismo.

En posts que espero escribir en las próximas semanas, les contaré de tres aspectos fundamentales de la CBR:

1) su existencia, que demuestra que el universo ha evolucionado de un estado casi uniforme, sin galaxias ni nada parecido, hasta el universo de hoy,

2) su espectro, que demuestra que el universo estuvo a altísima temperatura en el pasado, y

3) sus irregularidades (anisotropías), que muestran que las “semillas” de las que posteriormente surgieron las estructuras que hacen del universo un lugar tan complejo e interesante estaban presentes desde muy temprano en la historia del universo.

Les prometo no tardarme mucho, para que cuando empecemos a recibir información del Planck la entendamos y disfrutemos más.

PLANCK: High Frecuency Instrument (HFI)

Después del lanzamiento, me resulta un poco raro hablar de los instrumentos de Planck. De alguna forma ahora son más reales, hoy se empezarán a encender los sistemas de criogenía y los instrumentos en un proceso bastante largo (55 días) para comprobar su buen funcionamiento, calibrarlos y evaluar el nivel de sensibilidad alcanzado.  Bueno, pues mejor escribir sobre HFI antes de que se acabe la misión.

El Instrumento de Alta Frecuencia de Planck (HFI) trabaja en seis frecuencias entre 100 y 857 GHz. Los detectores del HFI son bolómetros, que consisten en dispositivos que reciben la radiación que es absorbida por una rejilla cuya impedancia está equilibrada con la del vacío, incrementando la temperatura de termómetros de estado sólido.  En pocas palabras, unos termómetros muy avanzados, capaces de medir 1 millonésima parte de la temperatura del CMB, por ejemplo a 100 GHz, 2.5 micro K al final de la misión.

Para poder alcanzar tal precisión, los bolómetros deben estar refrigerados a una temperatura de 100 mK (1/10 parte de Kelvin sobre el cero absoluto).

Estos bolómetros no son sensibles a una frecuencia específica, por lo que necesitan definir el ancho de banda por medio de bocinas, filtros y lentes; que además conducen la radiación hacia los detectores.

HFI lleva dos tipos de bolómetros

Esquemático de HFI

HFI en calibración

los spider-web (por la forma de tela de araña de la rejilla) y bolómetros sensibles a la polarización. En total 20 bolómetros son spider-web (sin polarización) y 32 son sensibles a la polarización.

La siguiente tabla resume las características de los detectores de HFI.

Característica del Instrumento	Frecuencia Central en GHz
	100	143	217	353	545	857
Resolución espectral frecuencia/Deltafrecuencia	3	3	3	3	3	3
Tecnología del detector	Bolómetros Spiderweb y sensibles a polarización
Temperatura del detector	0.1 K
Sistema de refrigeración	20K Sorption Cooler + 4K J-T + 0.1 K Dilution
Número de bolómetros Spiderweb	0	4	4	4	4	4
Número de bolómetros sensibles a la polarización	8	8	8	8	0	0
Resolución angular (FWHM minutos de arco)	9.5	7.1	5.0	5.0	5.0	5.0
Temperatura equivalente de ruido del detector	50	62	91	277	1998	91000
DeltaT/T intensidad (10-6 microK/K)	2.5	2.2	4.8	14.7	147	6700
DeltaT/T polarización (U y Q) (10-6 microK/K)	4.0	4.2	9.8	29.8	—	—

Lanzamiento de Planck, 14 Mayo 2009…”A tous, de DDO – attention pour le décompte final!”

Herschel sobre Planck

“A tous, de DDO – attention pour le décompte final!” estás son las palabras que esperamos escuchar dentro de pocos días (el lanzamiento se ha retrasado al 14 de mayo), antes de iniciar la cuenta atrás, los últimos diez segundos antes de la ignición del Ariane 5 que llevará a Herschel y Planck a L2 del sistema Sol-Tierra. Muchos preparativos deben llevarse a cabo para poder escuchar esas palabras.  Principalmente por parte de ESOC, el Centro Europeo de Operaciones Espaciales en Darmstadt, Alemania.  Es ahí donde se calculan las órbitas y la trayectoria de los satélites.

En el caso de Herschel y Planck, su destino es L2, el punto de Lagrange a 1.5 millones de kilómetros de la Tierra en la dirección contraria al Sol.  Para llegar a este punto, Planck y Herschel seguirán una trayectoria que culminará en las cercanías de L2, para el caso de Planck, se tendrá que operar el satélite para insertarlo en una órbita de Lissanjous alrededor de L2.  Mencionamos en el último post que L2 es inestable por lo que Planck tendrá que maniobrar para permanecer en L2, o mejor dicho, alrededor de L2.  Además, Planck girará sobre su eje a una revolución por minuto, esto combinado con la traslación alrededor del Sol, permitirá que en algo más de 6 meses Planck observe el cielo completamente. Esto lo hará al menos dos veces, aunque esperamos que pueda hacerlo tres. Alguien podría preguntar, y ¿por qué no dejarlo girar mucho más y obtener mejores resultados? Es una buena pregunta, WMAP (uno de los precursores de Planck en observaciones del CMB), lleva más de 5 años en L2 observando el cielo. A diferencia de WMAP, los instrumentos de Planck se refrigeran de forma activa además de la refrigeración pasiva (por radiadores), mientras que WMAP se refrigeraban solamente de forma pasiva; esto implica un consumo en el “refrigerante” que limita la vida de Planck.

Ahora que llegamos a L2 y empezamos un poco a describir Planck, será mejor hacerlo de forma sistemática:

Planck está compuesto por dos instrumentos, uno que funciona a frecuencias bajas (30, 44 y 70 GHz), llamado LFI (Low Frequency Instrument) y el otro a frecuencias altas (100, 143, 217, 353, 545 y 857 GHz), llamado HFI (High Frequency Instrument). Las tecnologías detrás de cada instrumento son bastante diferentes, pero complementarias.

El LFI está compuesto por radiómetros basados en amplificadores HEMT (High Electron Mobility Transistor) en las mencionadas frecuencias de 30, 44 y 70 GHz, refrigerados a una temperatura de 18K. El HFI consiste en conjuntos (“arrays”) de bolómetros refrigerados a ~100mK.

La cadena de refrigeración capaz de alcanzar las temperaturas necesarias para la operación de los instrumentos es bastante compleja. Está formada por un “sorption cooler” (el principio de refrigeración está basado en la capacidad de absorción de gases, en este caso hidrógeno) que baja la temperatura a ~20K; que se utiliza para refrigerar el LFI (20K) y el plano focal del HFI (18K). A continuación un refrigerador Joule-Thomson con compresores mecánicos  se utiliza para alcanzar la etapa de 4K; utilizada para la fuente de referencia del LFI y como etapa previa al refrigerado por dilución (³He⁴He) de ciclo abierto que proporciona los 100mK.

Los refrigeradores de 100mK utilizan un nuevo principio de dilución basado en la fricción que no necesita de la gravedad para operar, que lo hace propicio para aplicaciones espaciales. Fue desarrollado en el Centro de Investigación de Temperaturas Ultra Bajas (CRTBT) en Grenoble (Francia).  La capacidad de almacenaje de gas es suficiente para 30 meses de operación.

En el siguiente post, la descripción de LFI y HFI.  A ver si llegamos a la ciencia de una vez!!!