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 10-6a 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).
