Exploración - Radiación visible

Milton Humason nació en Dodge Center, Minnesota, el 19 de agosto de 1891, en el seno de una familia de banqueros. A los 14 años, luego de pasar un verano de vacaciones en un campamento en Monte Wilson, convenció a sus padres que le dejaran quedarse allí durante un año, en que tomaría vacaciones del liceo. El período se extendió mucho más y alrededor de 1909, se empleó como arriero de los trenes de mulas, que aportaban al personal, los componentes y materiales provenientes de Sierra Madre, para la construcción del Observatorio en el Monte Wilson, al NE de la ciudad de Los Angeles. Durante ese período, se enamoró y en 1911 se casó con la hija de uno de los ingenieros del Observatorio. Ese mismo año, dejó el trabajo de arriero y fue como capataz de la hacienda de un familiar en La Verne, también en California. Hacia 1917, en ocasión de una vacante dejada por un cuidador del Observatorio de Monte Wilson, su suegro lo invitó a ocuparlo y tentar así de mejorar su posición. Humason aceptó gustoso y pronto fue promovido a asistente nocturno. En 1919, George Hellery Hale, creador y en ese momento director del observatorio, comprobó la inusual habilidad que Humason desplegaba en su labor, y no vaciló en incorporarlo al grupo científico sin dar importancia a la resistencia que despertara el hecho de no haber seguido estudios formales.

Complacido con su nueva posición, desplegó un trato agradable e inteligente y con el tiempo se ocupó también de asuntos administrativos y de personal. En Monte Wilson colaboró con Edwin Hubble, con quien congenió desde el primer instante, en su programa de estudio de espectros de galaxias distantes. La luz recibida, de ellas era tan débil, que sólo se las podía ubicar en placas fotográficas, pues al telescopio no eran visibles. Para registrar el espectro, era necesario exponer la placa, a veces durante varias noches, guiándose por estrellas de referencia, más brillantes, y posicionar la ventana del espectrógrafo mediante dos microscopios, que la ubicaran con relación a las estrellas de referencia. Humason desempeñó la delicada tarea con singular paciencia, perseverancia, inigualable exactitud y creatividad. Desarrolló su propio procedimiento para determinar las exposiciones y las medidas de las placas.

Fue con su imprescindible intervención, que Hubble logró acumular las evidencias que lo condujeron al descubrimiento de que el Universo que podemos ver, se expande en todas direcciones, desde hace algunos miles de millones de años, a partir de un punto de gran concentración. Uno de los más importantes descubrimientos astronómicos del siglo, que Humason se encargó de afirmar, continuando sus notables mediciones luego de la muerte de Hubble.

Desde el principio empleó el telescopio de 2,5 metros, hasta llegar al límite de sus posibilidades técnicas y luego cuando en 1948 se estrenó el telescopio Hale, de 5 m de Monte Palomar, siguió allí acopiando espectros y mediante la constante de Hubble, determinando la velocidad de alejamiento de hasta 620 galaxias. Sus resultados fueron publicados junto con los de Nicholas. U. Mayall y Allan R. Sandage en “Desplazamientos al rojo y Magnitudes de Nebulosas Extragalácticas” (“Redshifts and Magnitudes of Extragalactic Nebulae”) incluido en el Astronomical Journal de 1956. Estos datos fueron durante decenios referencia para posteriores investigaciones.

Humason aplicó las técnicas para registrar espectros de objetos débiles al estudio de supernovas, novas que hubieran pasado su máximo brillo, y estrellas débiles azules, así como enanas azules.

En 1947, Humason fue nombrado Secretario de los Observatorios de Monte Wilson y Monte Palomar, quedando a su cargo las relaciones públicas y todos los asuntos administrativos de los mismos. Con gran satisfacción y genuino mérito, en 1950 recibió al título de Ph D Honorario de la Universidad de Lund, en Malmöhus, Suecia.

Se retiró en 1957, a los 66 años de edad y falleció de muerte repentina en Mendocino California, el 18 de junio de 1972, a los 81 años.

La luz visible es la radiación que puede ver el ojo humano. Comparada con la totalidad del espectro electromagnético, constituye una porción muy reducida pero es la que más hemos estudiado y conocido.

La estrella más débil que se puede ver a simple vista es, aproximadamente, de magnitud 6, pero esta capacidad aumenta considerablemente con la ayuda de prismáticos y telescopios. Incluso un telescopio de 15 cm de un observatorio pequeño capta alrededor de 500 veces más luz que el ojo humano es por eso que los astrónomos quieren telescopios cada vez más grandes.

Uno de los primeros telescopios gigantes fue construido en 1845 por William Parsons, en Irlanda. Tenía un espejo de 1,8 m y hasta 1908 fue el telescopio más grande del mundo. En 1917, el astrónomo estadounidense George Hale hizo construir en Mount Wilson, California, el telescopio Hooker, de 2,5 m. Hale comenzó a preparar un telescopio mayor todavía, pero murió antes de acabarlo, en 1948.  El telescopio Hale, de 5 m, instalado en Mount Palomar, California, fue el más grande del mundo durante casi treinta años. En 1977, los rusos finalizaron el telescopio Bolshoi, de 6 m. A pesar de ser mayor que el Hale, tenía defectos de diseño que impidieron aprovechar al máximo su potencial. En 1992, el telescopio Keck I, de 10 m, situado en Mauna Kea, Hawai, se convirtió en el telescopio más grande del mundo. Le siguió el Keck II, también de 10 m, en 1995. Como resulta muy difícil fabricar espejos tan grandes de una sola pieza, están compuestos por 36 fragmentos hexagonales.

La capacidad de resolución de los telescopios instalados en tierra está limitada por la atmósfera, aunque esto cada vez resulta menos problemático. Con unos reguladores controlados por computadora se modifica rápidamente la forma de la óptica del telescopio para reducir la turbulencia de la atmósfera terrestre y obtener imágenes más nítidas. Esta técnica, conocida como óptica adaptativa, se aplica en muchos de los grandes telescopios del mundo.

En la década de 1970 apareció un dispositivo electrónico de doble carga y sensible a la luz, conocido como CCD, que multiplicó la capacidad del telescopio para captar la luz y revolucionó la obtención de imágenes astronómicas. En la actualidad, los CCD están al alcance tanto de los profesionales como de los aficionados, y se aplican a todos los aspectos de la investigación astronómica. Si bien tienen peor resolución que la película de grano fino, captan mucho mejor la luz, lo cual reduce el tiempo de exposición.

Los telescopios y los CCD captan y registran la luz de las estrellas, pero un espectrógrafo descompone la luz blanca formando el espectro que sirve de base para el estudiar la composición de los cuerpos celestes. La espectroscopía  es la base de la astrofísica moderna. Casi toda la información que tenemos acerca de la composición química, la temperatura y la presión de cualquier cuerpo astronómico se encuentra codificada en sus líneas espectrales.

Una de las aplicaciones más útiles de la espectroscopia es la determinación del movimiento y dirección de un cuerpo celeste con respecto a la Tierra. Lo descubrió William Huggins en 1868, al ver que las líneas oscuras de la estrella Sirius tendían al extremo rojo del espectro, lo cual indica una disminución de la frecuencia. Basándose en el trabajo del físico austriaco Doppler, que defendía la teoría de que la frecuencia cambia según un objeto se aproxime o se aleje del observador, Huggins determinó que Sirius se alejaba del Sol a unos 40 km por segundo. Si las líneas espectrales hubieran tendido al azul, aumentando de frecuencia, esto indicaría que Sirius se estaría acercando a la Tierra.

Más adelante, Edwin Hubble aplicó el mismo método a las galaxias, demostrando que la mayoría de ellas se desplazaban hacia el extremo rojo y que su velocidad de retroceso aumenta con la distancia.