Hace algo más de un año se inauguró GHaFaS, un instrumento capaz de observar el Universo en una nueva dimensión. Se encuentra en el telescopio William Herschel (WHT), de 4,2 m de diámetro, en el Observatorio del Roque de los Muchachos (La Palma).

El acrónimo GHaFaS proviene de las iniciales de Galaxies H-alpha Fabry-Perot Spectrometer que describe su naturaleza y su función. Un espectrómetro Fabry-Perot, (más rigurosamente, un interferómetro Fabry-Perot) es un tipo de filtro óptico variable con características muy específicas. Básicamente consiste en dos placas perfectamente planas y paralelas de cristal, separadas por un espacio muy pequeño de aire, cuya amplitud se puede variar de manera muy precisa mediante un activador electrónico. Al fijar la separación, el instrumento deja pasar la luz dentro de un intervalo muy fino de longitud de onda: es un filtro de banda muy, muy estrecha.

Al variar la distancia de separación, de forma perfectamente controlada, esta longitud de onda cambia. Si estamos observando una línea espectral emitida por un gas ionizado, el Fabry-Perot permite escanear esa línea, dando lugar a un perfil, normalmente con un pico en la longitud de onda donde la línea tiene su máxima energía. Las líneas de este tipo emitidas por fuentes astronómicas tienen, típicamente, la forma aproximada de una curva gaussiana, con un pico central y dos alas simétricas. GHaFaS es, hoy por hoy, el instrumento Fabry-Perot que está instalado en el telescopio más grande, aunque seguramente en el futuro veremos instrumentos similares en telescopios de la clase 8 m-10 m (ver multimedia asociado para un esquema del instrumento).

GHaFaS se utiliza para observar galaxias. La potencia de un Fabry-Perot para uso astronómico se revela cuando se coloca en el foco del telescopio apuntado a una galaxia espiral. Las galaxias espirales giran en su eje con una velocidad que varía entre el centro y el borde del disco, y suelen contener mucho gas ionizado producto del impacto en su gas interestelar de los fotones emitidos por las estrellas masivas jóvenes que abundan en ellas. El Fabry-Perot permite analizar la luz de toda la galaxia a la vez, y mediante la emisión en H?, (la línea principal en el visible emitido por el hidrógeno ionizado, en la parte roja del espectro) mapear el objeto no solamente en la intensidad de la emisión, sino en los perfiles de las líneas.

Estos perfiles incluyen la información del campo de velocidad dentro de toda la galaxia, mediante el conocido efecto Doppler. La luz emitida por un objeto en movimiento radial con respecto al observador sufre un cambio de longitud de onda proporcional a esa velocidad (al menos para velocidades no muy altas). Detectar este cambio permite medir esa velocidad directamente. El mapa producido por GHaFaS, por ende, no solamente es un mapa de intensidad sino un mapa de la velocidad interna de toda la galaxia a la vez. Y el mapa de los perfiles de la línea además proporciona un mapa de la velocidad de turbulencia interna del gas, de nuevo a través de la faz de toda la galaxia.

Este tipo de mapas da, en cierta manera, información en seis dimensiones a la vez: la intensidad, la velocidad y la “dispersión de la velocidad” (velocidad de turbulencia interna), cada una en forma de cartografiado bidimensional de la galaxia. El instrumento es, por tanto, muy potente. Tradicionalmente los mapas de galaxias de este tipo genérico, mapas que dan el campo de velocidad de toda una galaxia, se han obtenido usando la emisión del hidrógeno neutro (HI) que emite con una longitud de onda de 21 cm, es decir con observaciones en radioastronomía. Sin embargo, usando el radiotelescopio mas potente del mundo para este tipo de medidas, el VLA (Very Large Array) se tarda una semana como mínimo para obtener un mapa con la resolución en velocidad y con la resolución en ángulo que se consiguen con GHaFaS en el WHT en un periodo de unos tres o cuatro horas (y la máxima resolución angular del VLA es dos veces peor que la de GHaFaS).

GHaFaS ofrece avances sobre las prestaciones de instrumentos similares. La técnica del uso de un Fabry-Perot no es algo nuevo de este instrumento, ha habido otros del mismo tipo en varios telescopios, incluso en el WHT, en el cual TAURUS funcionó durante los años ochenta y noventa del siglo pasado. Sin embargo GHaFaS incorpora unas mejoras técnicas decisivas, entre ellas el uso como detector de un sistema IPCS en vez de una CCD. El IPCS funciona mediante un multiplicador de fotones: convierte un fotón incidente en un haz de muchos electrones, que a su vez produce un punto de luz de muchos fotones en la pantalla final del detector.

Las dos ventajas que se consiguen con esto son la gran velocidad del sistema, que permite barrer rápidamente el campo de velocidad del instrumento, y así evitar en gran parte los efectos de la variabilidad de la transmisión atmosférica, y la ausencia de ruido de lectura, lo que es muy ventajoso a la hora de observar objetos de brillo relativamente bajo, como las galaxias, y las nebulosas en general. La rapidez del sistema también permite operar en el foco Nasmyth del telescopio, con un campo que gira lentamente con el tiempo. Usando programas de ordenador desarrollados por nosotros podemos corregir esta rotación sin incluir elementos ópticos adicionales en el camino óptico, que hubieran implicado pérdidas serias de campo y de luz. Otra ventaja importante de GHaFaS es que los paquetes de informática ya desarrollados por los grupos involucrados permiten que un usuario nuevo y sin experiencia previa pueda calibrar y reducir los datos sin problemas y con rapidez. Históricamente los Fabry-Perots han tenido la fama de producir datos difíciles de manejar, pero con GHaFaS no es el caso. Se puede obtener espectros y mapas útiles en tiempo real de telescopio, y las mejorías posteriores no son difíciles de lograr. Toda la información que puede aportar es de gran utilidad a la hora de seguir la historia evolutiva de las galaxias, y el crecimiento de sus estructuras internas.

Y es que a pesar de su nombre, GHaFaS es capaz de medir bien los campos de velocidad de las nebulosas planetarias, de las regiones HII individuales en nuestra galaxia y en las galaxias vecinas, también de los restos de las supernovas en galaxias locales. En resumen, es un instrumento potente y flexible, que ofrece bastantes ventajas para hacer observaciones cinemáticas sobre espectroscopia monodimensional de rendija, y sobre espectroscopia bidimensional con fibras, cuyo campo angular suele ser mucho menor, o inframuestreado. En el futuro esperamos estar en condiciones de montar, en colaboración con otros grupos fuera del IAC, un instrumento basado en los mismos principios en el Gran Telescopio CANARIAS, de 10,4 metros de diámetro de espejo primario.

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