En la meseta del Karoo, en Sudáfrica, un plato de quince metros gira despacio hacia un punto del cielo. A ocho mil kilómetros de allí, en el interior de Australia Occidental, no se mueve absolutamente nada: unas antenas metálicas del tamaño de un arbusto alto están clavadas en la tierra roja, miran hacia arriba y ahí siguen toda la noche. Las dos instalaciones son el mismo observatorio.
Para que esa frase tenga sentido técnico, cada señal recogida en cualquiera de los dos continentes debe llevar una marca de tiempo tan fina que un desajuste de unas pocas milmillonésimas de segundo estropea la medida. No es una figura retórica: está escrito así en las especificaciones del sistema.
Lo que sigue explica de dónde sale esa exigencia, cómo se reparte una misma hora entre miles de antenas separadas por cientos de kilómetros, y por qué la cifra que decide la nitidez de un radiotelescopio no es el diámetro de su antena sino la distancia que la separa de la siguiente.
Cifras del proyecto
- Dos matrices. Una en el interior de Australia Occidental y otra en la meseta sudafricana del Karoo, operadas como un solo observatorio con sede en el Reino Unido.
- Los elementos. 131.072 antenas fijas repartidas en 512 estaciones en Australia; 197 platos en Sudáfrica, de los cuales 64 ya estaban instalados y observando.
- Las frecuencias. De 50 a 350 megahercios en la matriz australiana; de 350 megahercios a unos 15 gigahercios en la sudafricana.
- Las distancias. Hasta unos 74 kilómetros entre las estaciones más separadas en Australia y unos 150 kilómetros entre platos en Sudáfrica.
- El reloj. Referencias de máser de hidrógeno y una hora común repartida por fibra estabilizada, con tolerancias de fracciones de milmillonésima de segundo.
Un telescopio que se mide en kilómetros
La nitidez de cualquier telescopio depende de dos cosas: la longitud de onda que recoge y el diámetro de su abertura. La relación entre ambas es incómoda para quien trabaja en radio. La luz visible tiene longitudes de onda por debajo de una micra; la emisión del hidrógeno neutro que persigue media radioastronomía mide veintiún centímetros, doscientas mil veces más.
Aplicada sin trampa, esa cuenta condena a un plato de quince metros a ver el cielo en esa longitud de onda con una borrosidad de unas ocho décimas de grado, es decir, más de una luna llena y media. Con esa resolución no se distingue una galaxia de su vecina dentro de un cúmulo, y mucho menos el chorro de plasma que sale de su centro.
La salida no pasa por construir platos más grandes, porque una antena orientable de cien metros ya roza el límite de lo que el acero sostiene sin deformarse. Pasa por repartir la superficie y quedarse con la separación: dos antenas alejadas un kilómetro, bien combinadas, distinguen detalles como lo haría una antena de un kilómetro, aunque recojan muchísima menos energía.
De ahí la unidad de medida del proyecto: cuando se dice que este observatorio mide ciento cincuenta kilómetros no se habla de la extensión del terreno, sino de la abertura que sintetizan sus elementos más alejados.
Qué es el SKA radiotelescopio y qué hay en cada continente
El SKA radiotelescopio no es una instalación, sino dos matrices complementarias gestionadas por una organización intergubernamental con sede en el Reino Unido, junto al observatorio histórico de Jodrell Bank. España está entre los países que forman parte de esa organización y participa tanto en la construcción como en el tratamiento posterior de los datos.
La matriz de baja frecuencia se levanta en el interior de Australia Occidental, en una zona con protección radioeléctrica establecida hace años y con una densidad de población prácticamente nula. La de frecuencias medias ocupa la meseta del Karoo, en Sudáfrica, donde ya operaba una matriz de sesenta y cuatro platos que se integra en la nueva sin desmontarse.
El nombre del proyecto arrastra una ambición antigua: reunir un kilómetro cuadrado de superficie colectora. La primera fase no alcanza esa cifra, y conviene decirlo sin rodeos, porque el salto frente a lo que existe hoy es grande de por sí y no necesita inflarse.
| Rasgo | Matriz de baja frecuencia | Matriz de frecuencia media |
|---|---|---|
| Emplazamiento | interior de Australia Occidental | meseta del Karoo, Sudáfrica |
| Elemento básico | 131.072 antenas fijas en 512 estaciones | 197 platos: 133 nuevos de 15 m y 64 heredados de 13,5 m |
| Rango de frecuencias | 50 a 350 megahercios | 350 megahercios a unos 15 gigahercios |
| Separación máxima | unos 74 kilómetros | unos 150 kilómetros |
| Forma de apuntar | electrónica, sin piezas móviles | mecánica, cada plato gira |
El reparto no es caprichoso: las frecuencias bajas piden antenas grandes y baratas repartidas por hectáreas, y las altas piden superficies precisas, donde un plato metálico bien tallado sigue ganando.
Ciento treinta y un mil antenas que nunca se mueven
La antena de la matriz australiana es un dipolo logarítmico periódico: dos brazos cruzados de varillas metálicas de longitud decreciente, montados sobre un mástil de unos dos metros. Los brazos cruzados sirven para medir las dos polarizaciones de la señal, un dato que en radioastronomía dice tanto como el brillo.
Doscientas cincuenta y seis de esas antenas forman una estación de unas decenas de metros de diámetro, y quinientas doce estaciones forman la matriz. Ninguna tiene motores ni rodamientos. El apuntado se consigue retrasando electrónicamente la señal de cada antena una cantidad distinta, de modo que las contribuciones se suman en fase solo para una dirección concreta del cielo.
Esa forma de apuntar tiene una ventaja que un plato no puede igualar: se pueden formar varios haces a la vez y mirar a varios sitios distintos con el mismo hardware, sin mover un tornillo. Y tiene un coste evidente, que es la cantidad de electrónica digital necesaria para hacerlo miles de veces por segundo.
El mantenimiento también cambia de naturaleza: aquí no se cuidan espejos ni monturas, sino kilómetros de cableado y receptores expuestos al sol y al polvo. Con más de cien mil elementos, tener un pequeño porcentaje averiado en todo momento se asume desde el diseño.
Sumar dos antenas es medir una franja del cielo
Un par de antenas conectadas entre sí no ve una imagen. Responde a un patrón de franjas paralelas proyectado sobre el cielo, como el que producen dos rendijas en un experimento de laboratorio, pero al revés: aquí las franjas actúan de plantilla y lo que se mide es cuánta emisión celeste cae sobre las claras frente a las oscuras.
La separación entre franjas depende de la distancia entre las dos antenas vista desde la fuente, y su orientación depende de cómo estén colocadas. Cada par, por tanto, entrega un único número por instante y por canal de frecuencia: la amplitud y la fase de una componente concreta de la estructura del cielo.
Con muchos pares se recogen muchas componentes, y ahí la aritmética juega a favor. Ciento noventa y siete platos dan 19.306 parejas distintas; quinientas doce estaciones dan 130.816. El número de medidas crece con el cuadrado de los elementos, que es la razón por la que añadir antenas resulta rentable aunque cada una sea modesta.
Falta un ingrediente gratuito: la rotación de la Tierra. A lo largo de unas horas, la separación de cada par vista desde la fuente cambia de longitud y de orientación, y cada pareja va barriendo un arco de componentes en lugar de una sola. Una observación larga rellena el mapa de medidas mucho mejor que una instantánea, y por eso las sesiones se planifican en bloques de horas.
La resolución la fija la separación, no el tamaño
Puesto en números, el argumento se vuelve difícil de discutir. Basta dividir la longitud de onda entre la separación máxima y convertir el resultado a segundos de arco.
| Frecuencia | Longitud de onda | Separación máxima | Detalle más fino |
|---|---|---|---|
| 50 megahercios | 6 metros | 74 kilómetros | unos 17 segundos de arco |
| 350 megahercios | 86 centímetros | 74 kilómetros | unos 2,4 segundos de arco |
| 1,4 gigahercios | 21 centímetros | 150 kilómetros | unas tres décimas de segundo de arco |
| 15 gigahercios | 2 centímetros | 150 kilómetros | unas 27 milésimas de segundo de arco |
La comparación que ordena la tabla es la de la primera sección: un plato aislado de quince metros, a veintiún centímetros, entrega ocho décimas de grado. Frente a las tres décimas de segundo de arco de la matriz completa, el factor de mejora ronda las diez mil veces.
Conviene separar dos conceptos que se mezclan todo el rato. La separación entre antenas fija la resolución, la nitidez. La superficie total fija la sensibilidad, la capacidad de detectar algo débil. Un interferómetro muy extendido y con poca superficie ve fino pero solo objetos brillantes, y por eso el diseño busca las dos cosas: muchas antenas cerca del centro para la sensibilidad y unas cuantas lejos para el detalle.
Sin una hora común no hay nada que sumar
Aquí aparece el requisito del titular. Un frente de onda inclinado alcanza primero a una antena y después a la otra: con ciento cincuenta kilómetros de separación, ese retraso geométrico llega a medio milisegundo.
El problema es la precisión con que hay que conocerlo. Para sumar dos señales en fase, el retraso debe estar determinado hasta una fracción pequeña del periodo de la onda. A quince gigahercios el periodo dura sesenta y siete billonésimas de segundo, así que el margen se mide en unas pocas billonésimas. Un error mayor no produce ruido: produce una fase equivocada, y una fase equivocada en un interferómetro desplaza la fuente de sitio o la borra.
De ahí que en el centro de cada matriz haya relojes de máser de hidrógeno, con derivas relativas del orden de una parte en mil billones durante los intervalos que interesan. No hacen falta para saber la hora en sentido corriente, sino para que la fase de la señal de referencia sea previsible mientras dura la observación.
Y hay dos correcciones más que no dependen del reloj. Las posiciones de las antenas se necesitan con precisión milimétrica, porque un milímetro de error equivale a un retraso de tres billonésimas de segundo. La atmósfera y, sobre todo, la ionosfera añaden retrasos variables que dependen de la dirección y del momento, y buena parte de la calibración consiste en medirlos y descontarlos.
Cómo se reparte esa hora por fibra a cientos de kilómetros
Tener un reloj excelente en un edificio central no resuelve nada por sí solo. La referencia tiene que llegar a cada estación y a cada plato conservando su calidad, y el camino son decenas de kilómetros de fibra óptica enterrada.
La fibra no es un conducto inerte. Cambia de longitud con la temperatura del suelo, con la tensión mecánica y con el paso de las horas, y unos pocos micrómetros de variación bastan para desplazar la fase de la señal transportada más de lo tolerable. Un cable de sesenta kilómetros que se calienta unos grados a lo largo del día se sale del presupuesto de error sin que nadie toque nada.
La solución habitual consiste en no fiarse del trayecto y medirlo continuamente. Se envía la referencia hasta la estación, se devuelve una parte por la misma fibra y se compara la señal que vuelve con la que salió. La diferencia da el estado del camino en ese instante, y un lazo de control corrige la fase antes de que el error llegue al receptor. La técnica viene de los laboratorios de metrología de frecuencia, no de la astronomía, y es un préstamo que ha resultado decisivo.
En cada estación, un oscilador local se engancha a esa referencia y marca el ritmo de los conversores. A partir de ahí todo es aritmética.
El correlador multiplica pares y no perdona un retraso
El correlador es la máquina que convierte muestras en medidas. Su trabajo tiene cuatro pasos y ninguno es opcional: separar la señal en canales de frecuencia estrechos, aplicar a cada antena el retraso y la fase que le corresponden según la geometría, multiplicar las señales de cada pareja y promediar el resultado durante una fracción de segundo.
El coste de cálculo crece con el cuadrado del número de elementos, y por eso el reparto entre antenas y proceso digital es la decisión económica central de cualquier interferómetro moderno. Con ciento treinta mil parejas, miles de canales de frecuencia y varios promedios por segundo, el correlador es un ordenador de gran tamaño construido para una sola operación repetida sin descanso.
El proceso pesado no se hace en el desierto: en el emplazamiento queda solo lo que no admite retraso, y el resto baja por fibra hasta centros de cálculo con red eléctrica sobrada. La llanura aporta cielo limpio, no potencia de cómputo.
Lo que sale del correlador se llama visibilidades, y es un caudal mucho menor que el de entrada. Las señales digitalizadas en bruto se cuentan en terabits por segundo y no se guardan nunca; las visibilidades ya se pueden archivar, aunque siguen siendo enormes.
Lo que sale del correlador todavía no es una imagen
Cada visibilidad es una muestra de la transformada de Fourier del brillo del cielo, tomada en el punto que fija la separación proyectada de ese par de antenas. Con todas las muestras de una sesión se llena un plano de medidas, y ese plano siempre tiene huecos: hay separaciones que ningún par cubre.
Al invertir esas muestras se obtiene lo que en la jerga se llama imagen sucia, que es el cielo real convolucionado con el patrón de respuesta del conjunto. Ese patrón tiene un pico central estrecho, la resolución buena, y a su alrededor una corona de lóbulos secundarios que reparten copias atenuadas de cada fuente brillante por todo el campo.
Limpiar eso es un proceso iterativo: se localiza el pico más alto, se resta una fracción del patrón centrado en él, se anota la componente, se repite miles de veces y al final se reconstruye la imagen con un haz limpio. A eso se añade la autocalibración, que usa la propia fuente para refinar las fases instrumento por instrumento.
La consecuencia práctica incomoda a quien viene de la fotografía: la imagen final depende de decisiones del que la procesa. Dos equipos con los mismos datos pueden entregar mapas distintos si eligen distintos pesos o distintos criterios de parada. Por eso los grandes proyectos publican sus procedimientos junto con los resultados, una costumbre que se consolidó cuando se difundió la primera imagen del entorno de un agujero negro.
Cientos de petabytes al año y una red de centros regionales
El archivo previsto crece a un ritmo que se cuenta en cientos de petabytes anuales entre las dos matrices. Ningún grupo de investigación puede descargar eso, y el modelo de trabajo se ha diseñado desde el principio para que no tenga que hacerlo.
La estructura elegida es una red de centros regionales repartidos entre los países miembros, con copias parciales del archivo, catálogos, potencia de cálculo y soporte. El usuario lleva su programa al centro que le corresponde y se trae el resultado, que ocupa una fracción minúscula de lo que ocupan los datos de partida. España aloja una de esas instalaciones dentro de la red.
Los productos no son solo imágenes: hay cubos espectrales, series temporales de púlsares y catálogos de fuentes. Conservar las visibilidades para rehacer el procesado con otros criterios es caro en almacenamiento y se concede con cuentagotas.
El caso científico que más presión pone sobre el sistema es el estudio de la señal de hidrógeno del universo temprano, una emisión débilísima escondida bajo un primer plano galáctico miles de veces más brillante. Extraerla exige una calibración casi perfecta y es la línea que más se parece, en dificultad, a la medida del fondo cósmico con instrumentos dedicados.
Lo que el proyecto aún no ha cerrado
La construcción arrancó formalmente a finales de 2022 y sigue en marcha, con la intención de hacer ciencia con matrices parciales antes de completar el conjunto. El calendario y el coste se han revisado más de una vez, algo habitual en instalaciones de esta escala, y el organismo responsable publica el estado vigente en cada momento.
La amenaza más citada por los propios equipos no es presupuestaria. Las constelaciones de satélites en órbita baja transmiten en bandas próximas a las que usa la matriz de baja frecuencia y emiten, además, señales no intencionadas de su electrónica. La zona de silencio radioeléctrico protege el terreno, pero no puede proteger el cielo, y las conversaciones con los operadores avanzan despacio.
Y hay una parte del programa científico que depende de que nada de lo anterior falle. Los rastreos de emisión artificial procedente de otras estrellas se ejecutarán aprovechando observaciones destinadas a otra cosa, una práctica que ya se aplica en otras instalaciones que buscan señales de origen tecnológico sin ocupar tiempo propio.
Preguntas frecuentes
¿Por qué las dos matrices están en el hemisferio sur?
Por dos motivos que coinciden. El centro de la Vía Láctea y las nubes de Magallanes se ven altos desde esas latitudes, y buena parte del programa científico los necesita. Además, los interiores de Australia y de Sudáfrica ofrecen extensiones enormes casi sin actividad humana, que es lo que permite declarar una zona de silencio radioeléctrico con sentido.
¿Se puede ver algo en directo mientras observa?
No en el sentido de mirar por un ocular. La señal pasa por digitalización, correlación, calibración y limpieza antes de parecerse a una imagen, y ese recorrido tarda desde minutos hasta días según el producto. Sí hay vigilancia en tiempo real del estado del instrumento y detección rápida de fenómenos como los estallidos de radio.
¿En qué se diferencia de la interferometría intercontinental clásica?
En el cable. En la técnica de líneas de base muy largas cada estación graba con su propio reloj y las grabaciones se correlacionan después, semanas más tarde. Aquí las antenas están conectadas por fibra a un correlador común y comparten una referencia distribuida, lo que da mucha más estabilidad de fase a cambio de limitar la separación máxima a la que llegue el cable.
¿Interfieren los teléfonos móviles de la zona?
Sí, y de forma severa. Un teléfono encendido a pocos kilómetros puede saturar receptores diseñados para señales cósmicas billones de veces más débiles. Por eso el acceso a los emplazamientos está regulado, los vehículos se adaptan y el equipamiento del personal se apantalla o se prohíbe.
La imagen que resume el proyecto no es la de un plato apuntando al cielo, sino la de un cable enterrado que lleva una hora exacta hasta un rincón de un desierto. Todo lo demás, la superficie colectora, los receptores y los ordenadores, se puede comprar con presupuesto suficiente. La coherencia entre elementos separados por continentes es lo único que hay que ganarse medida a medida, cada noche.