Continuando con artículos referentes a la Ufología Experimental, incluyo este excelente trabvajo del Dr. Teodorani, en el que se muestran protocolos de trabajos y equipos de detección y evaluación de anomalías OVNI
Física desde los Datos OVNI
Massimo Teodorani, Ph.D
Mail: mlteodorani@alice.it
Resumen
Se propone un proyecto de investigación del fenómeno OVNI en el cual los
blancos OVNI son tratados a la par que objetos astronómicos que no tienen
coordenadas fijas. Se presentan técnicas y estrategias de monitoreo
específicamente orientadas que abarcan pequeños telescopios que están
conectados a detectores CCD (charge coupled devices), espectrógrafos y
fotómetros de conteo de fotones. También se evalúan los esperados tiempos de
exposición para adquirir una buena proporción de S/R (señal sobre ruido) del
blanco, usando todos los instrumentos propuestos. Finalmente, se presentan y
discuten en detalle informaciones físicas que se espera surjan del análisis de
los datos recogidos.
Prefacio
No todas las observaciones
de OVNI que se han denunciado en el mundo están caracterizadas por su corta
duración o aparecen accidentalmente en varias áreas. Hay algunos casos en
particular en los cuales tales fenómenos parecen estar restringidos a zonas muy
específicas. (Apéndice). El fenómeno de Hessdalen, para el cual se han llevado
a cabo campañas previas de mediciones (ref. 14, 16, 18, 20, Apéndice), es un
claro ejemplo de esta característica distintiva y por tal razón se le puede
considerar el prototipo de los así llamados “OVNIs recurrentes”; más aún, su
gran luminosidad y duración (ref. 14) puede permitir a los científicos
rastrearle muy fácilmente con adecuada instrumentación. Esta particular
conducta de los OVNIs, que hasta el presente ha sido denunciada en por lo menos
otras 15 áreas en el mundo, ofrece a los científicos físicos la oportunidad de
adquirir información cuantitativa usando estaciones con instrumental que estén
provistas de sensores de multi-longitud de onda y multi-modo. El trabajo
presentado aquí tiene el propósito de ser una propuesta de investigación cuyo
principal objetivo es obtener un completo conjunto de parámetros físicos que
son necesarios a fin de permitir la construcción de teorías bien fundadas. Una
precisa y completa elección de instrumentos específicos es la mejor forma de
cumplir dicha tarea: a fin de hacer esto, y dado el objetivo pragmático de este
trabajo, es importante proveer detalles científicos y técnicos precisos. Este
trabajo está subdividido en dos secciones: la primera dedicada a la
instrumentación para la adquisición de información; y la segunda, a los
parámetros físicos que consecuentemente se pueden obtener.
La primera sección describe una plataforma de multi-sensores constituida por un
conjunto de instrumentos fotométricos y espectroscópicos, en tanto la segunda
sección describe la forma en la cual tal información física se espera que sea
analizada e interpretada. La fotometría tiene el propósito de medir tanto la
intensidad de la luz de un blanco iluminado dado como la forma en que los
fotones de luz están distribuidos sobre el área que emite la luz. La
espectroscopía tiene el propósito de estudiar tanto el mecanismo de emisión
física del fenómeno luminoso en sí mismo (desde el espectro continuo) como el
nivel de excitación de los átomos que están produciendo la luz (desde el
espectro lineal).
Dado que la luz es emitida desde ventanas muy específicas de longitud de onda y
que los sensores utilizados no pueden permitir mediciones de
todas las ventanas al mismo tiempo sino que necesitan de filtros específicos
para cada una de ellas, es necesario llevar a cabo mediciones fotométricas y
espectroscópicas para cada ventana: esto es esencial a fin de obtener una
imagen simultanea de un fenómeno luminoso que probablemente tiene múltiples
longitudes de onda. Un monitoreo instrumental que sea simultáneo en varias
ventanas de longitud de onda es muy importante porque el fenómeno OVNI se
espera que sea altamente variable en el tiempo, y también en escalas de tiempo
muy cortas: por lo tanto es indispensable sincronizar la información que se
espera surja de las observaciones de múltiples longitudes de onda. Por ejemplo,
este procedimiento es esencial a fin de permitir un tratamiento técnico del
parámetro físico relacionado con el color del OVNI (índice de color), que en el
caso de un fenómeno altamente variable como son los OVNIs, se puede obtener
sólo luego de adquirir información simultánea en diferentes ventanas de
múltiples longitudes de ondas usando los filtros adecuados y luego calculando
las proporciones de los valores de luminosidad en dos ventanas contiguas. En
principio una muy similar filosofía de investigación es comúnmente aplicada en
astrofísica a fin de estudiar fuentes celestes de múltiples longitudes de onda
como las estrellas pulsantes (ref. 6). Sólo mediante el uso de esta
aproximación es posible establecer correlaciones en tiempo entre las conductas
luminosas en diferentes ventanas de longitud de onda: esta es la principal
razón por la cual es de suma importancia el uso de múltiples detectores (como
los detectores CCD) y analizadores múltiples, para cada ventana de longitud de
onda.
También se requieren informaciones fotométricas particulares, como las
procedentes de la fotometría de “conteo de fotones”, a fin de verificar una
posible variabilidad muy rápida del fenómeno luminoso que no puede ser detectada
en manera alguna por el bajo tiempo de resolución de cámaras o detectores de
luz similares al ojo. La espectroscopía tiene el propósito de que se ejecute en
dos modos: baja y alta resolución. La baja resolución es a efectos de obtener
un espectro preliminar de un blanco dado: al usar este procedimiento no es
posible obtener detalles morfológicos de las líneas espectrales (si están
presentes) pero es posible deducir muy bien el mecanismo de emisión (térmico o
no térmico) y la temperatura (para un mecanismo térmico) del fenómeno luminoso
simplemente estudiando la forma y la pendiente del espectro presentada en la
totalidad de la longitud de onda investigada (óptica, por ejemplo), que está en
sí misma constituida por más ventanas de longitud de onda. La alta (o también
media) resolución tiene el propósito de medir detalles precisos de las líneas
espectrales (si están presentes): este procedimiento puede ser de importancia
básica a fin de obtener importantes parámetros físicos tales como densidad,
presión, composición química, campo magnético intrínseco, rotación del objeto y
efectos de eyección de gas.
Se mostrará más adelante que es mucho más problemático obtener datos
espectroscópicos que fotométricos, dado que la cantidad de fotones registrados
obtenidos usando técnicas espectroscópicas es mucho más baja que la que se
obtiene usando técnicas fotométricas: esto significa que los tiempos de
exposición que se deben usar a fin de registrar los fotones de luz emitidos de
un blanco dado de OVNI, son mucho más largos en el caso espectroscópico (siendo
el caso extremo la espectroscopía de alta resolución) con el consecuente efecto
de que sólo los fenómenos OVNI muy luminosos, muy próximos y/o de larga
duración se pueden estudiar con esta técnica. Todas esas características
específicas se encuentran muy a menudo en un fenómeno tipo Hessdalen, en
particular (ref. 14), pero a veces también en algunas luces nocturnas del tipo
“estructuradas” (ref. 16) las cuales, aunque de corta duración, pueden presentar
una muy grande luminosidad: por lo tanto se alienta firmemente a usar el modo
de alta resolución para espectroscopía, en esos casos, especialmente debido a
los resultados de gran relevancia que se pueden obtener para la física.
También se muestra que los instrumentos fotométricos y espectroscópicos deben
necesariamente estar conectados a lentes telefoto con capacidad de gran angular
y/o a mini telescopios del tipo reflector, a fin de permitir la apropiada
colección de fotones que se espera que sea detectada por los fotómetros y
analizada por los espectrógrafos, y para amplificar (mini-telescopios), si es
el caso, la luz de blancos luminosos distantes o pequeños. La redundancia de
instrumental que se recomienda para mediciones fotométricas y espectroscópicas
de la luz, se espera que se aplique coherentemente a los aparatos de colección
de luz.
Más aún, se da un gran énfasis a la importancia de adquirir en forma secuencial
en el tiempo, muchos cuadros fotométricos y espectroscópicos del mismo blanco
OVNI captado: la variabilidad temporal de un blanco luminoso dado, tales como
pulsaciones o cambios del ritmo de pulsación del tipo registrado en Hessdalen y
en otos lugares (refs. 11, 12, 13, 14, 15, 16, Apéndice), pueden proveer del punto
de vista dinámico, una visión preciosa del mecanismo físico del fenómeno OVNI
en general.
Finalmente, también se pone énfasis en lo indispensable de usar un radar y/o
aparatos adicionales a fin de rastrear, apuntar y captar OVNIs; el fenómeno
OVNI se caracteriza típicamente por tener movimientos al azar pero su traza en
el radar es a menudo fuerte (refs. 13, 14, 15, 16): en tal forma un fenómeno
luminoso de naturaleza similar al metal y similar al plasma puede ser
fácilmente advertido por un aparato de radar, y se pueden llevar a cabo
entonces mediciones, si se supone que los aparatos fotométricos y
espectroscópicos están directamente conectados al aparato de radar. Más aún, el
radar es indispensable a fin de proveer la distancia al blanco, de modo que sea
posible obtener tanto las dimensiones como los parámetros físicos intrínsecos
del blanco.
La física que se discute en la segunda sección de este trabajo, está
directamente derivada de la “física fotónica” básica, la cual es comúnmente
usada en la investigación astrofísica (refs. 5, 6): se demostrará técnicamente
que esta materia puede ser altamente adecuada también para mediciones del
fenómeno OVNI a condición de que se haga cierta adaptación para estos
específicos objetos físicos. La discusión en esta sección se dedica
principalmente a temas de la física clásica y secundariamente a temas
relativísticos. El tratamiento relativístico parece que está llamado para
tratar de explicar algunas evidencias extrañas que se han denunciado respecto a
“luces curvadas” que han ocurrido concomitantemente con incidentes OVNI (ref.
16).
1. Introducción
Proyectos instrumentales
previos sobre el fenómeno OVNI, como el “Proyecto Hessdalen”(ref. 14) y el
“Proyecto Identificación” (ref. 12) y sus resultados, demuestran que es posible
encarar este problema con el mismo rigor y método galileano por medio de los
cuales se tratan problemas físicos más canónicos. En particular, el “Proyecto
Hessdalen” está funcionando actualmente (2005) gracias a instrumentación
automatizada (el Observatorio Interactivo Hessdalen) basado en
sofisticadas cámaras de video, analizadores de radio espectro y magnetómetros
que son capaces de alertar el pasaje de un fenómeno OVNI (ref. 14). El
programa de monitoreo instrumental propuesto en este trabajo (refs. 17, 18, 19,
20, 21, 22) tiene el propósito de ser un apoyo científico a proyectos previos y
actuales y una ocasión de discusión para futuras mejoras de la investigación
OVNI. Tal programa abarca el uso de instrumentos que son comúnmente
usados en la búsqueda astrofísica a fin de coleccionar, detectar y analizar
fotones que son emitidos por cuerpos celestes. Como los blancos OVNI no tienen
típicamente coordenadas fijas y a menudo son sujetos de movimientos al azar o
impredecibles, es necesario guiar a la plataforma total de medición por medio
de un aparato adecuado. Por esta razón se propone conectar instrumentación de
tipo astronómico a artefactos de rastreo de tipo militar, tales como un radar
y/o telémetro láser (ref. 23). Usando tal estrategia es posible obtener datos
muy precisos, los cuales, una vez analizados, pueden proveer informaciones
fundamentales sobre el mecanismo físico que gobierna la conducta de los OVNI.
Si tal procedimiento se puede aplicar, la totalidad de la fenomenología OVNI,
hasta ahora mayormente circunscrita a ser una simple evaluación de
informes (ref. 16), podría ser tratada con la misma metodología física con que
un astrónomo estudia objetos celestes. En general, es muy difícil pronosticar
dónde y cuándo va a ocurrir un fenómeno OVNI. Sin embargo, la existencia de
ciertas regiones del mundo en las cuales el fenómeno ocurre más frecuentemente
(refs. 11, 12, 13, 14, 15, 17, 19, 21, Apéndice) ofrece las condiciones más
favorables a fin de aplicar las técnicas de monitoreo.
2. Instrumentación y
estrategias observacionales
La idea propuesta consiste
en usar detectores y analizadores astronómicos de luz que estén conectados a
telescopios pequeños de gran angular o lentes telefoto fácilmente transportables,
a fin de adquirir imágenes y espectros de blancos OVNI (refs.17, 18, 22). El
sistema Telescopio-Detector-Analizador (TDA) tiene el propósito de ser la
principal unidad opto-electrónica (ref. 23) la cual debe usarse para la
adquisición de datos. A fin de que el sistema TDA pueda ser fácilmente guiado
hacia un blanco dado, es esencial conectarlo con las siguientes instalaciones
de rastreo y telemétricas:
·
Una estación de radar de rastreo (R), capaz de buscar, apuntar y
rastrear blancos similares a metal (ref. 16) o al plasma (Apéndice), cuya traza
reflejada en el radar es típicamente fuerte.
·
Un aparato de Búsqueda y Rastreo en el Infrarrojo (BRI), capaz de
buscar, apuntar y rastrear un blanco con una rúbrica térmica.
· Un Láser (L), capaz de obtener telemetría exacta del blanco
(determinación de distancia) y de servir como posible “aparato de prueba”.
[aparato para poner a prueba al blanco. N. del T.]
Tales aparatos se pueden
obtener de tecnología de tipo militar, que está muy bien experimentada desde
los años ’70 (ref. 23).
El sistema más completo de
TDA tiene el propósito de trabajar con el más amplio espectro óptico
(incluyendo el Ultra-Violeta cercano y el Infra-Rojo cercano), los cuales,
yendo desde 3500 Ángstrom a 11600 Ángstrom, se subdividen en 5 principales
ventanas de longitud de onda. Los datos de la señal que se adquieren por el
telescopio son registrados en detectores CCD (aparatos de carga a la par) los
que se usan tanto para la obtención directa de imágenes como para
espectroscopía (refs. 2, 5, 7). Un Fotómetro de Conteo de Fotones (FCF) es una
instalación suplementaria (refs. 3, 5, 9). El sistema TDA más ideal y completo
está compuesto de un complejo de 20 pequeños telescopios a los cuales se les
adjuntan aparatos fotométricos y espectroscópicos: tal redundancia instrumental
se requiere debido a la necesidad de adquirir simultáneamente datos de 4 tipos
diferentes (2 fotométricos y 2 espectroscópicos) para la totalidad de las
principales 5 ventanas de longitudes de onda presentes en la totalidad del
espectro de 3500 a 11600 Ángstrom. Por lo tanto, el aparataje de un TDA total,
constituido por 20 subsistemas, está caracterizado por 4 unidades principales:
Unidad FOTOM-A - Esta unidad está compuesta de 5 telescopios, cada uno de los cuales
está conectado a una cámara CCD operando en una específica ventana de longitud
de onda. Cada ventana se obtiene al utilizar los siguientes filtros de
tipo astronómico: U (3000-4000 Å), B (3700-5500 Å), V (4900-6700 Å), R (5400-9400
Å) e I (7000-11600 Å). En este caso una va a efectuar la obtención Directa de
Imágenes CCD (IDCCD), a fin de llevar a cabo simultáneamente fotografía y
fotometría de una fuente de luz extendida (no un punto). La fotometría se
usa a fin de medir la intensidad de la luz de la fuente, mientras que la
fotometría (en este caso de tipo electrónico) se usa para medir la distribución
de la luz sobre el área de emisión de luz de la fuente.
Unidad FOTOM-B - Esta unidad se compone de 5 telescopios, cada uno de los cuales
está conectado a un Fotómetro para el Conteo de Fotones operando en una
específica ventana de longitud de onda. Cada ventana se obtiene usando los
mismos filtros utilizados en la Unidad FOTOM-A: U, B, V, R, I. En este caso uno
va efectuar la Fotometría de Conteo de Fotones (FCF) a fin de buscar rápidas
fluctuaciones de luz, oscilaciones o pulsaciones. En este caso, sólo se
mide la intensidad de la luz, no su distribución sobre el área de la fuente que
emite la luz.
Unidad ESPEC-A - Esta unidad está compuesta de 5 telescopios, cada uno de los
cuales está conectado con un Objetivo-Prisma, cuyo elemento dispersante, un
simple prisma (ref. 5), está inclinado en diferentes ángulos según lo requerido
por la ventana de longitud de onda. Las ventanas de longitud de
onda son: 3000-4700 Å, 4700-6400 Å, 6400-8100 Å, 8100-9800 Å, 9800-11500 Å. La
luz dispersada se graba en cámaras CCD. En este caso una va a realizar la
Espectroscopía CCD con el Objetivo-Prisma, a fin de obtener un espectro de
amplio campo de visión y baja dispersión. El valor
indicativo de la dispersión obtenida es dl/dx =
100-300 Å/mm. En tal caso es posible obtener “espectros panorámicos” que son
directamente mostrados en el campo de las lentes o espejo elegidos. Tales espectros
son capaces de proveer la forma total del espectro de la luz que está
comprendida en una ventana de longitud de onda dada y permite que uno pueda
identificar líneas (si están presentes) pero sin detalles morfológicos.
Unidad ESPEC-B - Esta unidad está compuesta de 5 telescopios, cada uno de los cuales
está conectado a un Espectrógrafo de Apertura de Rejilla en el cual la luz,
luego de entrar por una estrecha apertura pasa a través de un elemento
dispersante, el cual puede ser una rejilla clásica o una “grism” [combinación
de grilla y prisma – N. del T.] más sofisticada (ref. 5): a fin de lograr una
dispersión de la luz en la ventana de longitud de onda requerida, es necesario
inclinar el elemento dispersante en diferentes ángulos. Las ventanas de longitud
de onda tienen la misma longitud de onda central que en la Unidad ESPEC-A, pero
están restringidas a un rango más estrecho (100-300 Å). La luz dispersada es
grabada en cámaras CCD. En este caso una va a realizar la Espectroscopia
de Apertura de Rejilla en CCD (EARCCD), a fin de obtener los espectros de
dispersión media-alta. El valor indicativo de la dispersión obtenida es dl/dx = 1-30 Å/mm. Tales espectros aparecen como pequeños trozos del
espectro de luz que se presenta en las ventanas de mayor longitud de onda
usadas en la unidad ESPEC-A pero proveen preciosos detalles sobre los perfiles
de líneas, siempre que haya líneas presentes.
El disparador del sistema
TDA (Telescopio Detector Analizador), que necesariamente deberá estar conectado
a un exposímetro controlado por computadora, tiene el propósito de trabajar
automáticamente cada vez que un blanco volante no identificado sea detectado.
Cuadros repetidos, tanto de imágenes como de los espectros, deben tomarse en
secuencia de tiempo rápido, según la aparente luminosidad del blanco. El
Telescopio T está pensado para que se use para apuntar a blancos lejanos. En
los casos en los cuales el blanco esté muy cerca, el telescopio ha de ser
remplazado por Lentes de Gran Angular (LGA) mediante un cilindro rotatorio al
cual tanto el T como el LGA están internamente acoplados en posiciones
opuestas: como en el caso de T el LGA se puede conectar a detectores y también
a espectrógrafos. El movimiento de las 4 unidades descritas es sincronizado con
el movimiento del R-BRI-L (Radar, Búsqueda y Rastreo del Infrarrojo, Láser) los
aparatos de “búsqueda, apunte y detección”, todos trabajando con una montura de
altazimut (referida a coordenadas del horizonte).
En la siguiente sección se
describen en detalle instrumentos específicos, conjuntamente con las
estrategias de observación que se planean utilizar.
El Telescopio - El uso del telescopio depende estrictamente del alcance disponible
del radar, el cual típicamente, por lo menos para radares portátiles con base
en tierra, no puede exceder de los 30-40 Km. A esta distancia un extendido
objeto fuertemente luminoso que tenga las típicas dimensiones de 10-50 m está
totalmente en el alcance de un telescopio con una apertura de D ~ 20 cm. Los telescopios reflectores de luz proveen típicamente muy buen
poder de captación de luz y resolución espacial: esto significa que la luz es
como amplificada y se pueden distinguir muy claramente los posibles detalles de
la superficie del blanco. El peso del telescopio debería ser lo suficientemente
bajo a fin de que el complejo total de 20 telescopios más los aparatos de
detección pueda ser fácilmente movidos y equilibrados sin apreciables efectos
de inercia mecánica, con el sistema de detección R-BRI-L: esto es importante
cuando ocurren los efectos de “pare y siga” y/o repentinos cambios de dirección
del movimiento del blanco. A fin de incrementar la probabilidad de que
las coordenadas del blanco, - que deben ser calculadas a cada instante por la
computadora del radar - estén adecuadamente en una posición centrada del blanco
en el campo de visión del telescopio, el telescopio debería ser del tipo
Schmidt (ref. 5) que se caracteriza por un campo de visión que es
suficientemente amplio (por lo menos de 4° x 4°): de esa forma es
posible reducir los probables efectos debidos a los movimientos impredecibles
del blanco y también la imperfección en la guía del radar.
Los Lentes de Gran Angular - Blancos OVNI cercanos, si se mueven, necesariamente se caracetrizan
por una fuerte velocidad angular y muy alta luminosidad. Por lo tanto, el
telescopio debe ser remplazado por Lentes de Gran Angular (LGA) que tengan un
ángulo de apertura que debe ser variado de 10° x 90° mediante la utilización de
un sistema de zoom. Usando tal instrumento también es posible enmarcar
posibles múltipes blancos OVNI. Los lentes LGA también deben evitar cualquier
posible riesgo de una sobre-exposición de los detecores en los casos en los
cuales se apunta a un blanco muy cercano con una luminosidad aparente muy alta.
El Dectector CCD - Para cada uno de los 15 a 20 telescopios (de los cuales : 5 para
la unidad FOTOM-A, 5 para la unidad ESPEC-A, y 5 para la unidad ESPEC-B) se
adjunta un detector CCD a fin de llevar a cabo tanto la obtención de imágenes
como la espectroscopía. El uso de la muy alta capacidad de un CCD como
detector y grabador de luz (refs. 2, 7) está justificado para un programa de
observación de OVNI por las siguientes razones fundamentales :
·
La alta eficiencia cuántica asegura que la mayoría de los fotones que
entran (50-70%) sean grabados. Este es justamente el comportamiento ideal en el
caso de que se apunte a blancos luminosos débiles.
·
La alta velocidad de integración permite tiempos de exposición muy
cortos. Esta es una clara ventaja en el caso de blancos que se mueven muy
rápidamente.
· El alcance de alta dinámica permite una capacidad total de exponer
correctamente y simultáneamente detalles muy oscuros y muy brillantes del
blanco que sean espacialemnte contiguos, sin apreciables sub-exposiciones o
sobre-exposiciones. Este es un comportamiento favorable en el caso de blancos
no uniformemente iluminados.
·
La alta resolución espacial permite un cuidadoso exámen de detalles de
una fuente brillante que esté constituida por un área iluminada. Esto es bueno
para poder estudiar un blanco luminoso dado desde un punto de vista
morfológico.
Estos confiables
comportamientos del CCD se aplican bien a la obtención directa de imágenes y a
la espectroscopía. Cuando se toman imágenes CCD, es posible obtener
una fotografía electrónica del blanco, con la cual se pueden hacer mediciones
precisas de detalles de la superficie del blanco y de la distribución de la luz
a lo largo de ejes elegidos (técnicamente representados por una Función de
Despliegue de Puntos) del blanco mismo y del medio gaseoso presumiblemente
ionizado de su entorno. Cuando una cámara CCD detecta luz dispersa, usando un
prisma, una rejilla o un grism, es posible obtener un espectro electrónico por
medio del cual se pueden llevar a cabo mediciones del espectro contínuo y, si
es del caso, buscar e identificar las líneas o bandas de emisión. Las
líneas o bandas que pueden presentar una particular intensidad, equivalente
ancho, desplazamiento del ancho de la base y doppler, son el resultado de
transiciones atómicas que son desatadas por regímenes de temperatura de un
blanco presumiblemente calentado y que pueden ser producidas por elementos
químicos específicos (refs. 1, 6, 10).
El Fotómetro para Conteo de Fotones - Este
detector de luz posee la valiosa característica de ser altamente lineal si se
le compara con las placas fotográficas convencionales o filmes: esto significa
que los “efectos de saturación” están restringidos en este caso. Por sobre
todo, éste es el instrumento que asegura la más alta resolución en
tiempo. En tal caso se pueden detectar las posibles variaciones de luz en
un blanco rápido del orden de 10-6–10 segundos: los conteos
fotométricos obtenidos con la más alta resolución en tiempo (por ejemplo de 10-6
a 10-3 segundos) requiere típicamente altos tiempos de
exposición (tiempos de integración de fotón en este caso) si la fuente de luz
es débil. Sin embargo, tal detector, de manera diferente a una cámara CCD, no
es capaz de registrar fotones espacialmente resueltos (ref.4, 5, 9). Tal
limitación tiene que ser superada si se decide usar los muy recientes
detectores CCDI (CCD Intensificado) o el CCDEB (CCD Bombardeado con
Electrones), que tienen comportamientos de una cámara normal CCD y de un
fotómetro para el conteo de fotones de alta velocidad. De cualquier manera,
estos nuevos instrumentos no están aún totalmente desarrollados y al presente
su resolución espacial aún está limitada a matrices de pixels [elementos de
imagen, N. del T.] que están caracterizadas por una pequeña cantidad de pixels
(ref. 19): esto significa que, dado un campo de cielo limitado a unos pocos
ápices de arco (en lugar de algunos grados, como se requiere), puede ser muy
difícil guiar los sensores asistidos por el radar, hacia el blanco. Sin embargo,
existen buenas razones para esperar que los detectores CCDI y CCDEB,
potencialmente instrumentos muy valiosos para mediciones de la luz emitida por
un OVNI, serán objeto de significativos progresos durante los próximos años.[en
2005 estos instrumentos son totalmente operacionales N. del T.](Ref. 24)
El Espectrógrafo de
Objetivo-Prisma - Mediante un objetivo prisma o es posible
lograr dispersiones espectrales mejores que dl/dx =
100-300 Å/mm (refs. 4, 5). Por lo tanto, en tal caso, es posible llevar a cabo
sólo espectroscopía de baja dispersión. Se puede obtener un resultado
aproximadamente comparable aplicando una rejilla elemental, que se caracteriza
por unas pocas líneas por milímetro, al lente de una cámara convencional (ref.
26): un intento similar se ha hecho durante programas previos de monitoreo de
OVNI (ref. 14). En general y en el presente caso, la espectroscopía de
objetivo-prisma puede lograrse tratando de rastrear uno o más blancos
conjuntamente, dentro del campo de visión de un telescopio tipo Schmidt (refs.
4, 5), a fin de obtener espectros que simplemente se muestran en su amplitud
total. Esta es un tipo de fotografía que contiene luces dispersas en lugar de
simples luces. Las bandas espectroscópicas obtenidas con un objetivo prisma requieren
típicamente tiempos de exposición cortos (pero más extensos que en el caso
fotométrico) por la relativamente alta cantidad de fotones pasando a través del
elemento dispersante (prisma). El instrumento objetivo-prisma debe ser usado en
los siguientes casos:
a) Si el
blanco no permanece en una posición fija.
b) Si más de
un blanco está presente en el campo del telescopio.
c) Si ocurre
una mezcla de circunstancias a) y b).
d) Cuando la
luminosidad del blanco es demasiado baja como para permitir una espectroscopía
de mediana o alta dispersión mediante tiempos de exposición razonablemente
cortos.
e) Cuando la
luminosidad del blanco es alta pero el blanco no puede ser fácilmente seguido
para ubicarlo en una posición centrada. En este caso sería imposible centrar el
blanco en la apertura de dispersión de un espectrógrafo de rejilla para una
dispersión mediana a alta.
El Espectrógrafo de Rejilla
con Aperturas - Por medio de un espectrógrafo de rejilla
con aperturas (refs. 1, 4, 5) es posible obtener espectros de media a alta
dispersión. Este tipo de técnica de análisis de luz se puede lograr
solamente cuando hay suficiente tiempo para colocar al blanco en la apertura de
dispersión del espectrógrafo. La circunstancia más favorable para esto ocurre
cuando/y si el blanco permanece inmóvil. Más aún, a fin de obtener una
proporción óptima S/N (señal sobre ruido) con el tiempo de exposición más breve
posible, el blanco debe ser suficientemente brillante, debido a la pequeña
cantidad de fotones que pasan a través del elemento dispersante (rejilla o
“grism” en los espectrógrafos más sofisticados) que se use en este caso. El
espectrógrafo de rejilla con aperturas debe ser sin duda usado en los
siguientes casos:
I) Si el blanco está lejos pero no es demasiado débil y su velocidad
angular es suficientemente baja. En esta situación el blanco puede ser
fácilmente seguido y consecuentemente, centrado en la apertura de dispersión. En
tal caso, de acuerdo a la aparente luminosidad del blanco, es posible lograr
una espectroscopia de dispersión media, que puede aproximadamente estar en el
rango de 20 a 50 Å/mm.
II) Si el blanco es muy luminoso y razonablemente fijo. En esta fortuita
circunstancia tiene que ser posible lograr la más alta proporción de S/R y por
consiguiente, la más alta dispersión usando tiempos de exposición
razonablemente bajos. En tal situación la dispersión puede ser del orden de
1-10 Å/mm. En este caso el riesgo de una sobre exposición del blanco se
puede evitar angostando la apertura o remplazando el T [Telescopio, N.
del T.] con una LGA [lente gran angular N.del T.]
III) Si el blanco permanece fijo por un razonable lapso y si realmente luce como
una fuente en la cual la luz está distribuida sobre un área (fuente extendida)
y no localizada en un simple punto (fuente puntual), se puede asegurar un
“modo de barrido” [original: “scanning mode”, N. del T.] para espectrografía.
En este caso se pueden tomar cuadros espectroscópicos secuenciales de la
totalidad del blanco moviendo la apertura de dispersión de acuerdo a un eje de
la fuente luminosa expandida, por ejemplo desde el centro hacia el borde,
incluyendo también el gas posiblemente excitado-ionizado que le rodea.
Costos de un sistema TDA
completo y de sistemas menos sofisticados -
El costo financiero de todo el instrumental TDA, en el orden de aproximadamente
1 a 2 millones de dólares de acuerdo al requerido nivel de sofisticación, puede
ubicarse muy bien dentro de las posibilidades económicas de la mayoría de las
naciones que tienen acceso a tecnología avanzada. Por lo tanto, una plataforma
tipo TDA, que puede estar a disposición de cualquiera de esas naciones, debería
instalarse en todas las áreas del mundo en las cuales el fenómeno OVNI parece
ser recurrente (ref.14, Apéndice). De cualquier manera un sistema TDA típico no
se debe considerar como una estación fija ya que se espera que sea fácilmente
transportable (ya sea por camiones, helicópteros o aviones de carga) a dónde y
cuándo sea necesario.
Un instrumental mucho más
básico y barato, de un costo no mayor a los 60 mil dólares se puede obtener
usando los siguientes instrumentos alternativos, la mayoría de los cuales son
del tipo de amateur avanzado:
1. Un radar
de baja sofisticación o “tipo ruso” para búsqueda, localización y rastreo de
blancos (ref. 23). Este sistema remplazaría completamente la unidad R, mientras
las unidades IRST y L serían excluidas.
2. Una única
cámara CCD (ref. 25, 28) conectada a un teleobjetivo zoom (30-300 mm,
típicamente) para fotometría. Este conjunto fotométrico remplazaría
completamente la unidad múltiple FOTOM-A, mientras que se excluiría la unidad
múltiple FOTOM-B.
3. Una única
cámara CCD (ref. 25, 28) conectada a un teleobjetivo zoom (30-300 mm,
típicamente) y a un objetivo prisma o a una rejilla de baja dispersión (ref.
26), para espectroscopia. Este conjunto espectroscópico remplazaría
completamente a la unidad ESPEC-A, mientras que la unidad múltiple
ESPEC-B, sería excluida.
Se puede notar que las
principales desventajas de tal plataforma básica serían: una baja sofisticación
general, la ausencia de instrumentos IR y Láser, la ausencia de instalaciones
fotométricas rápidas y de instalaciones de espectroscopia de alta dispersión:
más aún no sería posible observar simultáneamente todas las requeridas ventanas
de longitudes de onda. De cualquier manera, se pueden obtener también algunos
resultados de alta relevancia científica, aunque sea parcialmente.
Finalmente, debe recordarse
que algunos resultados preliminarmente importantes se pueden obtener también
simplemente aplicando una rejilla de baja dispersión (ref. 26) a cámaras
convencionales que utilizan película. La rejilla para filmes, de un costo
aproximado de 200 dólares, es muy fácilmente aplicable a cámaras normales y
debería ser usada por todos los ovnílogos quienes, al dedicar su tiempo a la
actividad de observar el cielo, operen en áreas del mundo en las cuales el
fenómeno OVNI sucede más frecuentemente.(ref. 14, Apéndice).
