Proyecto EMBLA

¿Simplemente luces de origen plasmático o es que se oculta algo más bajo esta apariencia?

El proyecto EMBLA (Electro Magnetic Behaviour of Luminous Anomalies), es un programa de investigación científica cuyos inicios se remontan al año 1998 y que surge a raíz de una iniciativa conjunta entre el CNR (Consiglio Nacionale dell Richerche), el IRA (Istituto di Radioastronomía de Medicina), ambos situados en Bolonia (Italia), y el Colegio de ingeniería de Ostfold, con sede en Sarpsborg (Noruega).

Este programa consiste en el estudio del comportamiento electromagnético y aspecto óptico de los fenómenos luminosos, que de forma reincidente ocurren sobre el valle de Hessdalen. Para ello se han empleado una serie de aparatos muy sofisticados de cuya función hablaremos más adelante.

Figura 1. Arriba. Observatorio interactivo de Hessdalen (HIO). Abajo. Monitores del EMBLA dentro del (HIO).

En agosto del 2002, tras algunas reuniones de los principales investigadores del fenómeno Hessdalen, Erling Strand y Bjorn Gigle Hauge, profesores adjuntos del College Ostfold, deciden instalar por fin todos los instrumentos necesarios del proyecto CNR-IRA, bajo la dirección del Astrofísico Italiano Massimo Teodorani.

Massimo Teodorani, astrofísico. Nacido el 31 de Octubre de 1956 y con residencia en Emilia-Romana, en el Norte de Italia.

Obtuvo su título en Astronomía en la Universidad de Bolonia, Italia. Posteriormente, en la misma universidad, trabajó para su disertación doctoral obteniendo su Doctorado en Física Estelar.

Trabajó en los observatorios astronómicos de Bolonia y de Nápoles, como especialista en el estudio observacional e interpretativo de las estrellas que presentan un comportamiento eruptivo de varios tipos, tales como las supernovas, novas, binarias interactuantes y protoestrellas. Ha estado utilizando varios tipos de telescopios ópticos, incluyendo el satélite ultravioleta IUE (International Ultraviolet Explorer).

Muy recientemente ha estado trabajando como investigador en la estación radioastronómica del Consejo Nacional de Investigaciones en la ciudad de Medicina (Bolonia, Italia) donde, usando un radiotelescopio parabólico de 32 metros y un espectrómetro multicanal de alta resolución, llevó a cabo investigaciones sobre la línea espectral del agua de 22 GHz , en candidatos a exoplanetas y en cometas.

Desde 1994, paralelamente con la astrofísica, estudia desde un punto de vista físico fenómenos atmosféricos luminosos anómalos de plasma, en estricta colaboración con varios investigadores extranjeros. Después de preparar varias propuestas de investigación técnica a fin de estudiar el fenómeno, usando los más sofisticados medios de tipo astronómico y posteriormente analizar los datos que se obtuvieron por los investigadores del Proyecto Hessdalen, ha sido el director científico de tres misiones exploratorias italianas en Hessdalen (Noruega), lo que le ha permitido describir con precisión algunos aspectos de la física del fenómeno luminoso.

Es miembro de SETI en Italia, y el responsable italiano de la variante SETV.

Es autor y co-autor de muchos trabajos técnicos y de divulgación científica concernientes tanto a temas astrofísicos como a fenómenos atmosféricos luminosos anómalos. Es miembro de varias sociedades científicas y desde el 2003 su nombre está citado en el “Contemporary Who is Who”. Momentáneamente trabaja como escritor de ciencia y como consultor científico de una casa de publicaciones en Italia.

Dado que en el Proyecto Hessdalen quedó demostrado que el fenómeno luminoso tenía corporeidad, que era capaz de reflectar las ondas de radar y por lo tanto poseía un carácter mesurable, el Proyecto EMBLA estaba destinado a observar con todo lujo de detalles las características de radio de dicho fenómeno y monitorear con exactitud esa franja del espectro EM. Su realización fue debida también al apoyo brindado por el Comité Italiano para el Proyecto Hessdalen (CIPH), un instituto privado dirigido por Renazo Cabassi.

En agosto del 2001, uno de los motivos a estudiar fue el aspecto óptimo de estos fenómenos luminosos, para el cual también se emplearon una amplia gama de instrumental sofisticado. De este estudio pudieron ser obtenidas muchas fotografías, videos y algunos espectros de los fenómenos pudiéndose llegar a ciertas conclusiones a cerca del perfil de los mismos.

Los resultados de los análisis obtenidos en dicho estudio mostraron ciertas características que serán mostradas a continuación:

El fenómeno no está formado por un solo objeto, sino por un conjunto de esferas secundarias más pequeñas que parecen vibrar alrededor de un baricentro común, de donde algunas de éstas han sido eyectadas desde el cuerpo central. Además el fenómeno cambia de forma y color con gran rapidez (al orden de segundos) mostrando de forma continua pulsaciones irregulares y formas geométricas por un largo espacio de tiempo (formas mayormente rectangulares).

Desde el punto de vista físico se ha podido demostrar tanto espectrográfica como fotométricamente, que el fenómeno en cuestión se comporta en el 95% de los casos como un plasma térmico con una temperatura que ronda sobre los 6500˚K o lo que es igual 6227˚C, pero con características termodinámicas y morfológicas altamente anómalas (espectro tipo Plank y una consistente superposición de líneas de emisión de tipo nebular).

La luminosidad sólo se incrementa a través del aumento de la superficie irradiante y no por el aumento de la temperatura, la cual permanece relativamente constante sin ningún efecto de enfriamiento.

Los datos obtenidos nos indican con claridad que el fenómeno posee cualidades de autorregulación energética. Hasta ahora no ha sido posible identificar el mecanismo de origen natural capaz de actuar de modo espontáneo con tan sorprendente eficiencia.

Aparte de las manifestaciones de apariencia plasmoide, existe también una reducida, pero significativa parte de los objetos revelados (aproximadamente el 5%), que no muestran ninguna de las características de los plasmas, sino las propias de objetos sólidos iluminados de manera uniforme.

Un resultado fundamental que se determinó directamente en el campo durante dos misiones científicas intensivas, es justamente que la fenomenología de Hessdalen está caracterizada por dos aspectos bien distinguidos:

I) La mayor parte es de los glóbulos luminosos aparentemente inmateriales para los cuales se ha determinado una apariencia exterior de plasma, pero con características altamente anómalas tanto termodinámicamente como morfológicamente.

II) una escasa pero significativa minoría de objetos que poseen definidas características de solidez. Esta doble vía en la cual se ha aprendido que aparece la fenomenología puede interpretarse sólo de dos maneras alternativas: o como una superposición de dos fenómenos con características claramente diferentes, o como dos comportamiento netamente diferentes del mismo fenómeno.

De cualquier manera, debe tenerse presente que de suponer que se tome en cuenta la segunda opción, leyes de física sobre radiación bien conocidas dicen muy claramente que la verificación instrumental de la naturaleza de plasma de un fenómeno dado, no es suficiente para demostrar que el fenómeno sea enteramente un plasma, sino que, sólo su superficie externa (o fotosfera) se comporta como un plasma el cual, por su naturaleza, es capaz de esconder lo que existe dentro de él, como cualquier fotón procedente del interior puede ser inmediatamente absorbido o dispersado por la nube de iones y electrones que están localizados en la región externa, que a su vez es la única que puede ser instrumentalmente monitoreada. A fin de tratar de penetrar dentro de la nube de plasma, durante las próximas misiones, se planea usar un “radar trazador de imágenes” conjuntamente con un espectrógrafo de alta resolución capaz de proveer una mucho más precisa descripción cuantitativa de la fotosfera de plasma del fenómeno.

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. El sistema Telescopio-Detector-Analizador (TDA) tiene el propósito de ser la principal unidad opto-electrónica 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 telemétricas y de rastreo:

- 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.

Tales aparatos se pueden obtener de tecnología de tipo militar, que está muy bien experimentada desde los años 70.

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 espectroscopias. Un Fotómetro de Conteo de Fotones (FCF) es una instalación suplementaria . 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, 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: 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 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 detectores 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 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.

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. 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: 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.]

El Espectrógrafo de Objetivo-Prisma - Mediante un objetivo prisma o es posible lograr dispersiones espectrales mejores que dl/dx = 100-300 Å/mm. 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: un intento similar se ha hecho durante programas previos de monitoreo de OVNI. 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, 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 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. 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. Este sistema remplazaría completamente la unidad R, mientras las unidades IRST y L serían excluidas.

2. Una única cámara CCD 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 conectada a un teleobjetivo zoom (30-300 mm, típicamente) y a un objetivo prisma o a una rejilla de baja dispersión, 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 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.

Comentarios finales

La búsqueda de correlaciones en el tiempo entre los parámetros físicos mensurable que hemos considerado puede seguramente arrojar luz sobre el mecanismo físico que crea el fenómeno OVNI. El conocimiento de tal física puede permitirnos establecer definitivamente si los OVNIs son fenómenos naturales previamente desconocidos o máquinas caracterizadas por un aparato específico de propulsión. Por ejemplo, desde ahora, es necesario plantear algunas interrogantes fundamentales tales como:

A: Existen correlaciones entre la transferencia de velocidad, la luminosidad intrínseca, el índice de color, la intensidad del campo magnético, la tasa de rotación y el período de pulsación de un OVNI?

B: Es un OVNI capaz de producir un campo gravitacional local y/o un campo local anti-gravitacional y alternar esas dos fuerzas?

C: Qué relación existe entre el campo magnético producido por un OVNI dado y su campo gravitacional local, si es que está presente?

Antes de aventurar hipótesis cuidadosamente elaboradas, es de fundamental importancia coleccionar la mayor cantidad posible de datos asegurando las siguientes dos estrategias simultáneas de observación:

I. Monitorear el blanco usando una amplia gama de ventanas de longitudes de onda.

II. Monitorear el blanco mediante una amplia gama de instrumentos de detección.

En particular, los astrónomos deberían tratar de inferir, qué es lo que está actuando dentro de un OVNI, estudiando la cualidad, la cantidad y la variabilidad del contínuum de radiación discreta que es emitida, de la misma forma en la cual estos científicos son capaces de comprender la física que existe en el interior de una estrella estudiando las propiedades observadas de su atmósfera. Este intrigante problema aún permanece abierto y la tecnología para estudiarlo está ahora totalmente disponible.

Autor del comentario (Astrofísico Massimo Teodorani).

Y para finalizar creo que el lector debería plantearse la siguiente cuestión. ¿Se le podría seguir llamando "Luz" a algo que con dicho aspecto demuestra tener un cierto comportamiento inteligente?

Comentario de Carlos A. Montero.

LEYENDA

EMBLA: Comportamiento Electromagnético de Anomalías Luminosas.

EM: Electromagnético.

Fotometría: Consiste en 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 emitida por ésta.

Espectroscopia: Estudia 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 está produciendo dicha luz (desde el espectro lineal).

Plank: Max Karl Emst Ludwing Plank , Físico nacido en Kiel (Alemania) el 23 de Abril de 1858, descubridor de la Física Cuántica y galardonado por éste descubrimiento con el Premio Nobel de Física en el año 1918.

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