Astrónomos trabajando

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.

Astrónomos trabajando

Directorio unam

Enrique Luis Graue Wiechers

Rector

Leonardo Lomelí Vanegas

Secretario General

William Henry Lee Alardín

Coordinador de la Investigación 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.

Índice

Invitación

Susana Biro

Alimentando el hambriento agujero negro de la Vía Láctea

Alejandro Raga y Fabio De Colle

Historia de una partícula de polvo

Alberto Flandes

Rayos y centellas: instrumentación astronómica

Alejandro Farah

La estrella EZ Canis Majoris y su extraña compañera

Gloria Koenigsberger

Inventarios de los objetos más brillantes del Universo

Raúl Mújica García

Tras las pistas de un encuentro galáctico

Isaura L. Fuentes–Carrera

¿Por qué no vemos las cosas en el cielo en 3–D?

Wolfgang Steffen

Develando el interior de las nubes oscuras

Luis Felipe Rodríguez Jorge

Conocer las estrellas a través de sus cadáveres

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.

Alimentando el hambriento agujero negro de la Vía Láctea

Alejandro Raga y Fabio De Colle

Instituto de Ciencias Nucleares, unam

En el centro de la Vía Láctea (nuestra galaxia) hay un agujero negro con una masa de aproximadamente cuatro millones de veces la del Sol. La zona del centro galáctico, llamada la zona de “Sagitario A”, no se ve ópticamente porque está oculta por mucho gas polvoso. El centro galáctico sí se observa en longitudes de onda infrarrojas y de radio porque es más transparente. Con técnicas de óptica adaptativa (usando espejos deformables que permiten corregir el efecto de la transparencia variable de la turbulencia de nuestra atmósfera) se observan decenas de estrellas que viajan en órbitas alrededor del agujero negro central de nuestra galaxia. Mientras algunas galaxias (llamadas agn o núcleos galácticos activos) tienen agujeros negros “activos”, que acretan o absorben enormes cantidades de material y lanzan chorros de gas a velocidades cercanas a la de la luz, el agujero negro de nuestra galaxia está “dormido”.

Por medio de observaciones hechas con el Very Large Telescope (cuatro telescopios con espejos de 8.2 metros que se encuentran en Chile), en 2011 un grupo internacional de astrónomos descubrió un objeto aproximándose al agujero negro. Este objeto ha levantado un gran interés entre los astrofísicos, porque se esperaba que parte del material capturado por el agujero negro terminara eyectado, y nos permitiera estudiar directamente este proceso.

Sabemos que este objeto no es una estrella, dado que presenta características que indican que es una nube de gas. Esta identificación del objeto como una nube de gas es totalmente clara, porque los espectros de estrellas y de nubes de gas son muy diferentes. Se la llamó “Nube G2”, dado que una década antes se había observado otra nube de gas (G1) cerca del centro galáctico (la “G” se refiere a que es una nube de gas).

Viendo la evolución de la nube en su órbita, se dedujo que cruzaría por el punto más cercano al agujero negro a principios de 2014. El punto más cercano en la órbita elíptica de un cometa alrededor del Sol se llama perihelio; y en el caso de la órbita de una estrella alrededor de otra, el punto más cercano también se llama periastro. Por tanto, se ha sugerido llamar “perinigricon” al punto más cercano en una órbita alrededor de un agujero negro. Como este nombre suena un poco rebuscado usaremos el término periastro para el pasaje más cercano de la Nube G2 alrededor del agujero negro central de nuestra galaxia.

Ideas teóricas sobre la Nube G2

En los años 2012 a 2013 aparecieron varios artículos con estudios teóricos sobre la Nube G2 basados, principalmente, en simulaciones numéricas de la evolución de una nube de gas alrededor de un agujero negro. Al comparar las observaciones con los modelos, se ha determinado que esta nube de gas tiene una masa equivalente a tres veces la masa de la Tierra. Estos modelos concuerdan con la predicción de que la Nube G2 se dispersaría al pasar por el periastro de su órbita. Los cálculos numéricos muestran que cuando la nube de gas se acerca al agujero negro, forma un filamento alargado debido a la atracción gravitacional de éste sobre la nube (por fuerzas de marea análogas a las que hacen que la superficie del mar se levante por la fuerza de gravedad de la Luna), rompiéndose en pedazos que eventualmente caerán hacia el agujero negro central de nuestra galaxia. Desde que se descubrió la Nube G2, se han sugerido distintos posibles orígenes. Uno de ellos es que la nube formaba parte de un fuerte viento eyectado por una estrella, es decir, que la Nube G2 tuviera una “estrella escondida” (no observada directamente) en su zona central, y que esta estrella alimentara de gas la nube.

Los autores nos dedicamos a estudiar el Universo por medio de simulaciones numéricas. Lo que hacemos es identificar las ecuaciones matemáticas que describen el comportamiento de un objeto astrofísico, escribir estas ecuaciones en un programa para computadora y dejar que ésta resuelva las ecuaciones complejas. Así que, para entender mejor a la Nube G2, realizamos simulaciones numéricas del pasaje del sistema estrella + viento por el periastro de la órbita de la Nube G2, y encontramos una fragmentación y caída de la nube al agujero negro similar a la de los modelos de nube sola. El hoyo negro termina tragándose a la nube y no a la estrella porque ésta es mucho más compacta y por lo tanto más resistente a la atracción gravitacional del agujero negro. La diferencia importante es que una vez pasado el periastro, el viento de la estrella realimenta a la nube, por lo que es posible predecir que la nube podrá regenerarse. La figura 1 muestra un ejemplo de nuestras simulaciones de “Nube G2 como viento estelar”.

Figura 1. Resultados de una simulación numérica de la Nube G2 pasando cerca del agujero negro central de nuestra galaxia. El agujero negro está localizado en el origen del sistema de coordenadas, y los ejes dan distancias en ua (una ua o unidad astronómica es igual al radio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, de aproximadamente 150 millones de kilómetros). Las tres “ventanas” muestran la Nube G2 simulada aproximadamente un año antes del periastro (el pasaje más cercano al agujero negro en la órbita de la nube), cerca del periastro, y un año después. Se ve que la Nube G2 se rompe al pasar por el periastro, con mucho de su material cayendo al agujero negro. También vemos que después del periastro el viento de la estrella en el medio de G2 regenera la estructura de la nube.

Entonces, antes del pasaje de la Nube G2 por el periastro, había dos modelos con dos predicciones claramente diferentes: 1) una nube de gas “sencilla”: en este caso G2 debería fragmentarse y desaparecer en su pasaje por el periastro; y 2) una nube de gas alimentada por el viento de una estrella central: la Nube G2 debería sobrevivir al pasaje por el periastro, y continuar siendo detectada al alejarse del agujero negro central de nuestra galaxia.

¿Siempre sirve la navaja de Occam?

La navaja de Occam o principio de parsimonia, es un criterio metodológico atribuido a William of Ockham, filósofo del siglo xiv, quien argumenta que cuando hay varias explicaciones para un fenómeno, siempre es preferible la explicación más simple o con menos componentes. Sin embargo, éste no es un criterio que necesariamente arroje el resultado correcto, pero es usado en el proceso científico para favorecer las teorías “más elegantes” sobre las “menos elegantes.” “Más elegantes” son aquellas con menos componentes que resultan en una construcción más atractiva.

Entonces, si aplicamos la navaja de Occam a los dos modelos para la Nube G2 antes de su periastro, el modelo de nube sola es preferible porque tiene menos componentes físicos que el de nube como viento de una estrella, que además de la nube tiene una estrella central no observada. Así pues, la mayoría de los estudios científicos de la comunidad astronómica optaba tentativamente por el modelo de nube sola, y esperaba que la Nube G2 desapareciera al pasar por el periastro de su órbita. Nosotros deseábamos lo contrario: que la Nube G2 sobreviviera. Esto, por supuesto, por el egoísta deseo de que nuestro artículo sobre G2 como estrella con viento, también sobreviviera al pasaje por el periastro.

Figura 2. Órbita de la Nube G2 alrededor del agujero negro central de nuestra galaxia. El agujero negro está en el origen del sistema de coordenadas (en el punto donde se cruzan las dos rectas punteadas), y las posiciones de la Nube G2 (desde el 2004 al 2016) están indicadas con las cruces. Las coordenadas muestran la distancia al agujero negro medidas en ua. La curva roja es un ajuste de una órbita elíptica a las posiciones observadas de G2. La nube pasó por el periastro (el punto de su órbita más cercano al agujero negro) a principios de 2014, y desde entonces se ha ido alejando del agujero negro central de nuestra galaxia.

La resolución de la intriga

El pasaje por el periastro de la Nube G2 fue a principios de 2014, y ya han pasado varios años y ¡la Nube G2 continúa detectándose, ahora alejándose en su órbita del agujero central de nuestra galaxia! La figura 2 muestra las posiciones de la Nube G2 respecto del agujero negro central de nuestra galaxia desde 2004 hasta 2016.

De esta manera, la aplicación de la navaja de Occam a los modelos pre-periastro de la Nube G2 llevaba a un resultado incorrecto: la elección del modelo más sencillo, con la única componente de una nube gaseosa. Si uno toma el conjunto de observaciones que tenemos hoy en día, incluyendo la supervivencia al pasaje por el periastro de la nube, concluimos que debe existir una estrella central que eyecta material que sustituye al gas que cae al agujero negro en el periastro. Durante su acercamiento al agujero negro, la estrella se quedó “pelona” (perdió la nube de gas que la rodeaba), pero no se ha podido observar directamente la estrella por la alta cantidad de polvo de esa región. ¡Esto no significa que el criterio de la navaja de Occam no sea válido! Con base en este criterio, uno elije el modelo más sencillo entre los modelos que son consistentes con los datos o las observaciones. Nuevos datos pueden estar en contra del modelo más sencillo (así funciona la ciencia). La navaja de Occam, en ese caso, nos permite elegir otro, entre los modelos remanentes.

Entonces, ¿cómo ha continuado la investigación sobre la Nube G2 después del paso por el periastro de su órbita? Una de las ideas que es explorada en la actualidad es que la estrella en el centro de la nube realmente es un sistema de una estrella rodeada por un disco de acreción; es decir, un disco de material que está cayendo gradualmente sobre la estrella en formación y que la nube sea material evaporado del disco. Otra posibilidad es que la estrella realmente sea un sistema binario con dos estrellas cercanas que intercambian masa, y parte de esta masa intercambiada crea la Nube G2. También se piensa que la Nube G1 (que pasó cerca del centro galáctico unos 10 años antes) sea un objeto asociado a G2.

A mediados de 2019 la zona cercana al agujero negro central de nuestra galaxia empezó a mostrar una mayor actividad, con una emisión en infrarrojo que se ha incrementado al doble en comparación con tiempos anteriores. Esto podría deberse a que el material que cayó de la Nube G2 en 2014 haya quedado orbitando cerca del agujero negro formando un disco aplanado alrededor de éste y ahora está siendo incorporado al agujero negro. El incremento de la masa caliente acretada por el agujero negro incrementa el brillo en infrarrojo.

A diferencia de muchas investigaciones astronómicas, el estudio de la interacción en el periastro de la Nube G2 con el agujero negro central de nuestra galaxia es un campo con un conjunto de observaciones “cerradas” en las que no habrá observaciones futuras, al menos dentro de nuestras vidas, dado que el periodo de su órbita es de unos 350 años. Para tener mejores observaciones con nuevos telescopios e instrumentos, deberemos esperar pacientemente a que otra nube parecida a G2 pase cerca del centro de nuestra galaxia. Dado que hubo un evento previo de este tipo (el pasaje de la Nube G1) unos 10 años antes que la Nube G2, podríamos estimar que el tiempo de espera para un nuevo evento sea similar. Así que si comemos en forma apropiada y no bebemos demasiado licor, es posible que estemos presentes para disfrutar de este futuro evento.

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.