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Mercurio y el radar de Arecibo
Jesús Salvador Giner
En Puerto Rico hay un lugar donde se encuentra, casi oculto por la densa selva tropical, un radiotelescopio muy especial. Es, hasta hoy, el más grande del mundo, y ha sido utilizado para importantes misiones de exploración de los objetos astronómicos. En una de ellas, hace justo cuarenta años, este radiotelescopio sirvió para demostrar que Mercurio giraba sobre sí mismo de manera peculiar, muy distinta a la que los científicos habían supuesto.
orprende que cuestiones tan básicas como la rotación de un planeta cercano no hayan podido saberse hasta hace escasas décadas. Sin embargo, no siempre es fácil determinar algunas características de los cuerpos celestes que estudiamos, por muy cercanos o grandes que éstos sean. A veces hay impedimentos ópticos, por ejemplo cuando la superficie de un planeta está oculta por una espesa atmósfera (como el caso de Venus, o de la luna Titán). En otras la dificultad estriba en el tamaño del cuerpo, en su albedo (la cantidad de luz solar que reflejan) o en aspectos orbitales o dinámicos.

El caso de Mercurio es casi paradigmático en este sentido; aunque se encuentre muy cerca del Sol, es un planeta muy pequeño (el más pequeño, de hecho, si eliminamos de la lista a Plutón), de modo que su luminosidad será en general baja. Además, debido precisamente a su proximidad al Sol, la poderosa luz de la estrella dificulta su observación, ya que casi nunca se aleja demasiado de ella y, por tanto, hay poco tiempo para estudiarlo (sólo en momentos anteriores a la salida y posteriores al ocaso del Sol). Todo ello hace de Mercurio un mundo realmente difícil de analizar a través de los telescopios, y prueba de ello ha sido el poco conocimiento que de él ha conseguido la Humanidad hasta la época de la exploración espacial.

Muchos astrónomos se dedicaron a observar a Mercurio durante los años anteriores al lanzamiento de sondas planetarias. Desde Giovanni Schiaparelli a finales del siglo XIX hasta A. Dolfus a mediados del pasado siglo, los numerosos dibujos realizados mostraban la superficie de Mercurio de una manera bastante similar a la de Marte (figura 1). Canales, largos trazos oscuros que semejaban fallas gigantescas, estructuras rectilíneas, zonas más claras, grandes llanuras, cambiantes manchas de albedo, etc. No parecía que Mercurio fuese precisamente un planeta aburrido; tenía mucho que ofrecer, por lo visto.
Mercurio
Figura 1: la superficie de Mercurio vista por algunos grandes observadores de los últimos años del siglo XIX y la primer mitad del XX. De izquierda a derecha: mapa de P. Lowell (ha. 1890), planisferio de G. Schiaparelli (1899) y planisferio de M. Lucien Rudaux (1893-1927). (SP-423/NASA 'Atlas of Mercury')
Un hecho importante (trascendental, más bien) que resultó de estas observaciones, las cuales, por otra parte, se realizaban justo en el límite de lo observable y en condiciones no precisamente idóneas por los motivos que hemos comentado, fue la constatación de que Mercurio giraba alrededor del Sol en el mismo tiempo que giraba sobre sí mismo, es decir, unos 88 días.

Desde hacía algún tiempo, los astrónomos del siglo XIX venían sospechando que, tal vez, Mercurio mostraba siempre su misma cara al Sol, al igual que ciertos satélites con respecto a sus planetas (por ejemplo, el caso obvio de nuestra Luna). Ello es debido a los efectos de marea que un cuerpo pequeño sufre cuando está próximo a uno de mayor masa. Si algo así sucedía con el sistema Tierra-Luna, que pese a su corta distancia eran mundos relativamente pequeños y, por tanto, con fuerzas de marea bastante débiles, era lógico suponer que Mercurio, con una estrella más de 300.000 veces más masiva que la Tierra a sólo 40 millones de kilómetros de distancia, soportaría mareas muy considerables. Se creyó, pues, que Mercurio había sincronizado su rotación con el periodo orbital, y se esperó pacientemente hasta que fuera posible obtener pruebas astronómicas de ello.

Obviamente, la sincronización de Mercurio exigía unas condiciones superficiales dramáticas; si el planeta siempre mostraba la misma faz al Sol, ello implicaba que el otro hemisferio estaría también siempre en tinieblas perpetuas, excepto pequeñas zonas que conseguirían recibir algo de luz durante un instante, por causa de la excentricidad de la órbita del planeta. Así, Mercurio debería tener un hemisferio achicharrante, con temperaturas altísimas, de varios centenares de grados, y otro gélido, mucho más frío que cualquier lugar de la Tierra.

Los trabajos y observaciones de Schiaparelli a fines del siglo XIX, que eran de gran calidad, proporcionaron la primera 'evidencia' de que, en efecto, Mercurio presentaba la misma cara al Sol. Si bien es cierto que los dibujos de Schiaparelli eran muy similares a otros realizados por observadores de prestigio, hoy resultaría inaceptable afirmar con rotundidad el periodo de rotación de un cuerpo planetario en base únicamente a unos cuantos esbozos dispersos. Sin embargo, gracias a los trabajos pioneros de Schiaparelli y de los demás astrónomos, y a la más que curiosa coincidencia de sus observaciones, durante los primeros años del siglo XX era comúnmente aceptada la idea de la sincronización total de Mercurio; el planeta, sin género de dudas, debía mostrar siempre el mismo rostro a la estrella del Sistema Solar.

También fue curiosa la manera en la que otros astrónomos posteriores confirmaron las observaciones originales con un cierto toque de autosugestión; parece ser que no se limitaron a aceptar la idea de la sincronización de Mercurio, sino que aseveraron con detallados cálculos que dicha sincronización debería tener un error mínimo, casi inexistente, tal era la perfección con que rotación y translación se habían armonizado con el tiempo. Asimismo hubo observaciones que multiplicaban los rasgos observados en la superficie de Mercurio, casi de igual manera con que P. Lowell exageró y colmó los planisferios de Marte de ilusorios canales de drenaje.

Como explicaremos más adelante, los cálculos que se efectuaron en su día y que sugerían una sincronización perfecta eran esencialmente correctos, pero no tuvieron en cuenta varios factores que con el tiempo se descubrieron. Sin embargo, antes de las misiones de exploración planetaria y, en concreto, antes de que la sonda norteamericana Mariner 10 alcanzara a Mercurio en 1974 y nos revelara los verdaderos detalles orbitales de Mercurio, ya se había podido determinar con seguridad cuál era el periodo de rotación del planeta. Pero para ello no fue necesario enviar ningún ingenio hasta el planeta. De hecho, sólo hizo falta un radiotelescopio y un poco de pericia...

La radioastronomía se encarga del estudio del Universo empleando para ello las radioondas, es decir, radiación electromagnética de longitudes de onda largas, a partir del extremo infrarrojo, básicamente. Su ámbito de aplicación es muy amplio, pero abarca sobretodo la investigación de nubes de hidrógeno neutro y fenómenos como los púlsares y los cuásares y la observación de remanentes de supernovas.

No obstante, a principios de la década de los 60 del siglo pasado, se pensó en la posibilidad de utilizar un radiotelescopio para realizar estudios de "astronomía de radar" en objetos más cercanos. ¿En qué consiste esta técnica y qué relación guarda con Mercurio y su periodo de rotación?

La astronomía de radar emplea un radiotelescopio ordinario, aunque necesariamente potente, como explicaremos más adelante, provisto de un transmisor igualmente potente. Todo ello puede transformarse en un radar, como los que hay en las cimas de las montañas propiedad de los ejércitos, por ejemplo. Mediante este radiotelescopio rectificado se puede enviar un haz de microondas hasta la superficie de un cuerpo celeste relativamente cercano; una vez que alcanza la superficie, el haz rebota y el radar puede captar el eco producido. La señal producida tendrá un corrimiento Doppler concreto, que nos indicará la velocidad de rotación de la superficie del cuerpo. Bien pero, ¿qué es el 'corrimiento Doppler'?

En realidad se habla siempre de "efecto Doppler", y es un fenómeno que, seguro, todos hemos percibido. Imaginemos el ejemplo clásico de la ambulancia en movimiento (figura 2). Al principio, cuando la ambulancia se acerca a nosotros y oímos su sirena, notamos un sonido agudo. Es decir, nosotros percibimos un aumento (aparente) de la frecuencia de la onda acústica. Por el contrario, cuando la ambulancia se aleja de nosotros, percibimos un sonido más grave. Es decir, para nosotros ahora la frecuencia de la onda acústica ha disminuido su frecuencia.

Cuando la ambulancia se acerca, las ondas provenientes de la sirena se comprimen, es decir, el tamaño de las ondas disminuye, lo cual se traduce en la percepción de una frecuencia mayor. Cuando la ambulancia se aleja, las ondas se separan en relación con el observador causando que la frecuencia observada sea menor que la de la fuente. Por el cambio en la frecuencia de la sirena, se puede saber si la misma se está alejando o acercando.

Una fuente emisora de ondas sonoras que se aproxima, se acerca al observador durante el período de la onda. Y, dado que la longitud de la onda se acorta y la velocidad de propagación de la onda permanece sin cambios, el sonido se percibe más alto. Por esta misma razón, la altura de una fuente que se aleja, se reduce.

El fenómeno fue descrito por primera vez por el matemático y físico austríaco Christian Doppler (1803-1853) y se lo observa siempre que la fuente de ondas (sonoras, electromagnéticas, etc.) se mueve con respecto al observador. Resumiendo, es el efecto producido por una fuente de ondas móvil por el cual hay un aparente desplazamiento de la frecuencia hacia arriba para los observadores hacia los cuales se dirige la fuente y un aparente desplazamiento hacia abajo de la frecuencia para los observadores de los cuales la fuente se aleja. Es importante notar que el efecto no se debe a un cambio real de la frecuencia de la fuente.
Efecto Doppler
Figura 2: El efecto Doppler: es el efecto producido por una fuente de ondas móvil por el cual hay un aparente desplazamiento de la frecuencia hacia arriba para los observadores hacia los cuales se dirige la fuente (B) y un aparente desplazamiento hacia abajo de la frecuencia para los observadores de los cuales la fuente se aleja (A).
Si llamamos F1 a la frecuencia de la señal, V a la velocidad de propagación de la misma, Vs a la velocidad del emisor de la señal (la ambulancia en nuestro caso), Vo a la velocidad del observador y Fo a la frecuencia medida por el observador, entonces por ejemplo para el caso de ondas elásticas se puede demostrar que:
En este ejemplo se supone que la fuente y el observador se mueven a lo largo de la línea
que los une.
Para el caso de ondas electromagnéticas, el efecto Doppler debe calcularse necesariamente por medio del principio de relatividad. De todas formas, se llega a una relación similar
a la anterior.
En Astronomía, el Efecto Doppler fue estudiado originalmente en la parte visible del espectro electromagnético. Hoy, el "desplazamiento Doppler", como también se lo conoce, se estudia en todo el espectro de ondas. Debido a la relación inversa que existe entre frecuencia y longitud de onda, podemos describir el desplazamiento Doppler en términos de longitudes de onda. La radiación se corre hacia el rojo cuando la longitud de onda aumenta y se corre hacia el azul cuando la longitud de onda disminuye.

Efecto DopplerLos astrónomos se basan en el desplazamiento Doppler para calcular con precisión la velocidad de las estrellas y otros cuerpos celestes con respecto a la Tierra y para determinar si se acercan o se alejan. Por ejemplo, las líneas espectrales del gas hidrógeno en galaxias lejanas es frecuentemente observada con un corrimiento hacia el rojo considerable. La línea del espectro de emisión, que normalmente (en la Tierra) se encuentra en una longitud de onda de 21 centímetros, puede ser observada a 21,1 centímetros. Este milímetro de corrimiento hacia el rojo indicaría que el gas se está alejando de la Tierra a 1400 kilómetros por segundo.

Es más, estudiando el Efecto Doppler, se puede obtener información acerca de estrellas específicas. Las galaxias son grupos de estrellas que en general rotan alrededor de su centro de masa. La radiación electromagnética emitida por cada estrella de una galaxia distante aparecerá desplazada hacia el rojo si la estrella al rotar se aleja de la Tierra. En el caso contrario aparecerá desplazada hacia el azul.

Pero debe tomarse en cuenta lo siguiente: Los desplazamientos de frecuencia pueden ser el resultado de otros fenómenos, no del movimiento relativo del observador y la fuente. Otros dos fenómenos pueden estar involucrados: la existencia de campos gravitacionales muy fuertes que dan origen al "desplazamiento gravitacional hacia el rojo"; y el llamado "desplazamiento cosmológico hacia el rojo", debido a la expansión del espacio producto de la Gran Explosión.

Con la astronomía de radar pueden conocerse muchos parámetros y características de un cuerpo planetario: informaciones valiosas de su órbita, su periodo de rotación, la composición y la topografía de su superficie, e incluso datos de su atmósfera.

En el tema que nos interesa el efecto Doppler está relacionado con la medición de la señal reflejada en la superficie de un cuerpo planetario. Nuestro interés se centra en conocer cuál es el periodo de rotación de un planeta, así que ¿cómo podemos conocerlo a través de esta técnica de la radarastronomía?

Antes de describirla, es necesario tener en cuenta que enviar un haz de microondas a un mundo lejano y estudiar su eco no es tarea fácil. No solamente son necesarios radiotelescopios gigantes, sino que además es imprescindible que el cuerpo a estudiar esté relativamente cercano. Esto se debe a que el eco captado es inversamente proporcional a la cuarta potencia de la distancia; o sea, que a medida que un objeto se aleja su eco es cada vez más débil de registrar. Si medimos el eco de un cuerpo a una distancia concreta y el eco de otro cuerpo situado al doble de distancia la señal captada de este último será 16 veces menor. Así que esta técnica tan útil se reduce a mundos y objetos astronómicos relativamente próximos a la Tierra.

Ahora supongamos que queremos conocer cuál es el periodo de rotación de un planeta cualquiera, o de una luna que gira en torno a un planeta, o incluso el de un simple asteroide que pasa cerca de la Tierra. Para conseguirlo, primero debemos poseer un radiotelescopio y un transmisor potentes, que sean capaces de emitir una señal de microondas a una cierta frecuencia. La señal viajará por el espacio hasta alcanzar la superficie del planeta, luna o asteroide. Y aquí es donde el efecto Doppler entra en escena: la frecuencia o longitud de onda de la señal que rebota en la superficie es distinta de la de la señal original. Es decir, el haz de microondas ha sufrido una alteración al impactar contra la superficie del cuerpo, y como éste está en movimiento (no solamente de translación, sino también de rotación sobre su propio eje), la señal que volverá hacia la Tierra tendrá una frecuencia que estará en función de si el cuerpo se aleja o se acerca de la Tierra. De manera exactamente igual al ejemplo de la ambulancia, si la superficie que ha recibido el haz de microondas se mueve en dirección a nuestro mundo, la frecuencia de la señal reflejada será mayor que la de la señal original (es decir, las ondas que recibamos en la Tierra estarán más "amontonadas" que las que enviamos al cuerpo en cuestión). Si resulta que la superficie que ha recibido el haz se estaba alejando de la posición de la Tierra, entonces la señal rebotada tendrá una frecuencia menor (de modo que las ondas registradas tendrán una mayor amplitud entre ellas).

Se necesitan mediciones del reflejo del haz de microondas durante varios meses, ya que en ese tiempo la dirección del cuerpo en relación con la posición de nuestro planeta habrá cambiado, y así es posible establecer la dirección en la que gira alrededor de su eje. Conocido esto y con el registro de las señales de eco recibidas, puede establecerse el periodo de rotación de un objeto astronómico cercano, eliminando previamente los efectos Doppler debidos a los movimientos de la órbita terrestre.
 
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