Física desde los Datos OVNI

 

Massimo Teodorani, Ph.D

Via Catalani 45 – 47023 Cesena (FO) – ITALY

E-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).

 

 

4. Tiempos de exposición calculados para las mediciones

 

Es posible pronosticar el orden de magnitud del Tiempo de Exposición ET en caso de que se vaya a obtener cuadros de imágenes CCD y cuadros espectroscópicos CCD de un blanco OVNI. A fin lograr esta tarea, es necesario definir qué tipo de objeto se espera observar. Teniendo en cuenta a todos los testigos y fotografías de OVNI (ref. 11, 12, 13, 14, 15, 16, Apéndice), parece razonable suponer que la “apariencia promedio” de un blanco OVNI es justamente la de un “objeto extendido” más o menos uniformemente iluminado. En tal caso, tomando en cuenta todas las características de la instrumentación elegida para el monitoreo y la física en que se basa la detección de fotones (ref. 5), es posible derivar la siguiente fórmula que provee una evaluación preliminar del tiempo de exposición ET que es necesario a fin de obtener una buena proporción de S/Ne:

              (1)

Para dar una idea de este procedimiento, se pueden aplicar arbitrariamente los siguientes parámetros:

 

- Diámetro del OVNI  D = 10 m (1000 cm.).

- Forma del OVNI aproximada a una esfera con el diámetro D.

- Distancia del OVNI 100 m £ d £ 10 km (10⁴ £ d £ 10⁶ cm).

- Luminosidad del OVNI  L (Watts) que se supone es constante.

- Óptima proporción Señal-a-Ruido S/N = 100 (sin dimensión).

- Sonido de fondo del cielo (b = 2.5 x 10^-6 n_FOTONES sec^-1 cm^-1 arcsec^-1 Å^-1

- Apertura del telescopio Dt = 20 cm (de un típico telescopio portátil de tipo Celestron o      Meade).

- Distancia focal del telescopio Ft = 286 cm (la misma que arriba).

- Dimensión tipo disco para una fuente como puntual (lo “que se ve”) b= 1 arcsec.

- Factor de eficiencia fotométrica de detector CCD  e = 0.25.

 

Se supone que el intervalo de longitud de onda dl es el único parámetro variable. La elección de esta sola variable se debe al hecho de que se quiere verificar cuán diferentes son los tiempos de exposición según el tipo de técnica observacional que se quiera llevar a cabo.  Esto se sintetiza en la siguiente lista de opciones:

 

1.        ta(d) = Espectroscopia de muy alta dispersión, usando dl = 0.005 Å

2.        tb(d) = Espectroscopia de alta dispersión, usando dl = 0.05 Å

3.        tc(d) =  Espectroscopia de dispersión media, usando dl = 0.5 Å

4.        td(d) =  Espectroscopia de baja dispersión, usando dl = 5 Å

5.        te(d) =  Espectroscopia de muy baja dispersión, usando dl = 50 Å

6.        tf(d) =   Fotometría CCD, usando dl = 500 Å

 

Los resultados de tales cálculos se presentan en la gráfica que se muestra en la Figura 1. La gráfica, que provee 6 diferentes valores de ET para diferentes valores del parámetro dl,  es específica para un valor dado del parámetro L, que en este caso se supone que sea L = 1 kW (valor típico y a vía de ejemplo).  Si se quiere realizar fotometría de conteo de fotones, en lugar de fotometría CCD se tiene que suponer dl = 500 Å (como el en caso de CCD) y e = 0.05 (en lugar de 0.25): en tal caso es posible obtener un tiempo de exposición que el más largo que un factor de 5 que en el caso de la fotometría CCD.  Si uno quiere disminuir o aumentar en un factor 10 el diámetro D o la luminosidad L (por ejemplo) del blanco OVNI, es fácil ver de acuerdo a la fórmula expuesta más arriba que en tal caso ET aumenta o disminuye en un factor 10².

 

El supuesto rango de 100 m £ d £ 10 km para la distancia del OVNI es puramente indicativo. La distancia máxima d = 10 km se presenta simplemente para demostar que más allá de cierta distancia crítica, los tiempos de exposición, (en particular aquellos para espectroscopía) con el propósito de obtenr la mejor proporción S/N pueden resultar prohibitivos si la aparente luminosidad del blanco es muy baja (ver fórmula (1) ); tal situación puede resultar seria si se compara con la típica corta duración de la mayoría de los fenómenos OVNI (ref. 16), la cual es del orden de segundos o minutos, con los requeridos tiempos de larga exposición necesarios para monitorear blancos muy distantes o débilmente luminosos.  Por lo tanto, es razonable suponer una ideal distancia crítica d = 1km a fin de llevar a cabo con el mejor éxito (esto es, con S/N = 100) los siguientes dos tipos fundamentales de observaciones: (a) fotometría convencional (CCDDI) y espectroscopía de baja disersión (CCDOPS) de fenómenos OVNI de corta duración y/o débil luminosidad: (b) fotometría rápida (PCP) y espectroscopía de alta dispersión (CCDGSS) de objetos típicamente muy luminosos tales como los fenómenos tipo Hessdalen (ref. 14), que a veces se ha informado que duran por tiempos tan extensos como hasta 2 horas y cuya luminosidad puede estar comprendida entre 1 kW y  100 kW.  Por el contrario, la fotometría convencional de fenómenos tipo Hessdalen se puede llevar a cabo hasta una distancia de d ³ 10 km.  De cualquier manera es muy importante señalar que estas aparentes limitaciones por la distancia no deben tomarse tan estrictamente, ya que también se pueden llevar a cabo observaciones de blancos muy distantes (hasta 50 km) o débilmente luminosos, pero con la expectativa de obtener una proporción baja o muy baja de S/N , tal como 10 o 5; sin embargo, así como ocurre en el caso estándar de observación de muy débiles objetos astrofísicos tales como “estrellas enanas blancas” o “fuentes extragalácticas” (ref. 6), este bajo valor S/N puede a menudo ser suficiente (aunque en manera alguna ideal) a fin de extraer datos de algún valor físico.

 

 

^{Figura 1.  Tiempos de exposición para un blanco OVNI con una luminosidad L = l kW, dado dl = 0.005 Å (ta), dl = 0.05 Å (tb),  dl = 0.5 Å (tc), dl = 5 Å (td),  dl = 50 Å (te), dl = 500 Å (tf). Se supone  que el diámetro del blanco sea D= 10 m. La distancia d varía de 100m a 10 Km. La gráfica está punteada en una escala bi-logarítmica.}

 

 

4.       Física desde el análisis de datos y estrategias de búsqueda

 

La producción de los datos procesados se espera que provea los siguientes parámetros mensurables:

 

A.      Parámetros Geométricos y Cinemáticos.

B.       Parámetros Fotométricos

C.       Parámetros Espectroscópicos

 

La derivación de cantidades físicas mediante instrumentación de multi-longitud de onda y multi-modo necesita elecciones específicas de parámetros físicos y estrategias destinadas a obtenerlos. En la presente sección se describen las elecciones y estrategias que se proponen.

 

A.      Parámetros Geométricos y Cinemáticos

 

*   Distancia d – La distancia d del blanco se pretende obtenerla directamente por medio del rastreo con radar, conjuntamente con –si se da el caso—telemetría láser (ref. 23).  Esta medición es de importancia básica a fin de convertir cantidades dimensionales aparentemente físicas y geométricas en mediciones intrínsecas del blanco. La medición de distancia se espera que esté actualizada en cada unidad de tiempo.

 

*  Altura Lineal h – La altura lineal h se puede calcular relacionando d con la altura angular F, como:

 

                  (2)

 

La altura angular es una cantidad altazimutal (osea, basada en el sistema del horizonte) que se puede inferir de la posición del blanco, obteniéndose la posición del blanco mediante el radar.

 

*  Tamaño Lineal S – El tamaño lineal S se puede calcular relacionando el tamaño angular a, que se determina directamente tomando mediciones de un cuadro dado de CCD, a la distancia del blanco d, como:

 

                (3)

 

*   Separación Lineal Z – La separacion lineal Z de dos blancos muy próximos se puede calcular relacionando la separación angular q, que análogamente a a se determina directamente al obtener  medidas de un cuadro dado de CCD, a la distancia del blanco d.  Z es dada por:

 

               (4)

 

En general la posibilidad de obtener cantidades S y Z depende estrictamente de la capacidad de resolución espacial de la cámara CCD (ref. 2, 4, 7, 24, 28). Por esta razón es importante que el sensor CCD se pueda construir usando una matriz de pixels que se caracerice por gandes dimensiones y compuesta de pixels únicos para pequeñas dimensiones.

 

*    Velocidad de Transferencia V – La velocidad de transfrencia V de un blanco se puede calcular al determinar por medio del radar el tiempo t que le llevó al blanco alcanzar dos puntos contiguos y luego relancionando t con la respectiva distancia medida d.

 

 

B.  Parámetros Fotométricos

 

Una imagen CCD mensurable de un blanco del tipo OVNI puede tomarse como una “fuente extendida“ (aquí aproximada a una esfera) subtendiendo un ángulo sólido W y teniendo una intensidad superficial B en un intervalo de frecuencia dado Dn. Por lo tanto, el flujo superficial F en el mismo intervalo es dado por:

 

            (5)

en el cual, ω es el elemento infinitesimal del ángulo sólido W, la integral es extendida a toda la superficie aparente de la fuente. Esta es una medición de la aparente luminosidad del blanco (ref. 6) que uno es capaz de lograr luego de procesar un cuadro fotométrico CCD dado.

 

·         Luminosidad intrínseca L_{Dn  -}  Al relacionar el flujo de superficie F_Dn  medido por medio de la fotometría CCD, con la distancia d, obtenida por medio del radar y/o telemetría láser, es posible calcular la luminosidad intrínseca L_Dn  del blanco, como:

 

       (6)

 

*   Índice de Color dL – El índice de color es definido en este caso como dL = L_Dn1 / L_Dn2  donde L_Dn1 y L_Dn2  son dos valores de luminosidad intrínsecos que se obtienen en dos diferentes intervalos de frecuencia. Al usar los filtros disponibles U, B, V, R, I (refs. 4, 5, 6), es finalmente posible obtener las luminosidades intrínsecas L(U), L(B), L(R), L(I) y entonces determinar los índices de color L(U)/L(B), L(B)/L(V), L(V)/L(R), L(R)/L(I). Esta medición es muy similar a la que se obtiene normalmente en las observaciones astronómicas clásicas destinadas a la construcción de diagramas Hertzsprung-Russell (ref. 6).

 

*  Intensidad Superficial Intrínseca I_Dn  -  La intensidad superficial intrínseca I_Dn está relacionada a la intensidad superficial B_Dn usando la relación:

 

      (7)

 

En particular I_Dn es considerado para adquirir el mismo valor en contornos concéntricos isofotales por los cuales la totalidad de la superficie de un blanco luminoso es subdividida. A fin de obtener I_Dn uno está obligado a hacer “fotometría diferencial” de un blanco extendido teniendo un tamaño lineal S. Tal medición consiste en calcular, a un rango de frecuencia fijo Dn_, el gradiente de intensidad  dI_Dn /dr en que r es definido en el rango de 0 £  r  £  S/2.  Esta es una tarea firmemente considerada como fundamental dado que se puede esperar que la intensidad superficial intrínseca de un blanco OVNI no es uniforme en toda el área de emisión (ref. 16).  La medición del gradiente de intensidad requiere de dos variantes, o sea dI_Dn /dr y ddI/dr, donde dI es un índice de color que está expresado como una proporción de las intensidades superficiales intrínsecas en dos diferentes rangos de longitud de onda. En pocas palabras, la medición del gradiente de intensidad de un blanco OVNI consiste en determinar cómo la intensidad de la luz y el color están distribuidos sobre la superficie iluminada total suponiendo que esos parámetros puedan tener diferentes valores desde el centro al borde de tal superficie. Respecto de esto, cuatro casos extremos pueden citarse como ejemplos: a1) la luz del OVNI está toda concentrada en el centro; b1) la luz del OVNI está toda concentrada en un anillo exterior; a2) el color del OVNI es amarillo brillante en el centro y rojo oscuro en el borde exterior; b2) el color del OVNI es rojo oscuro en el centro y amarillo brillante en el borde exterior. Todos estos casos extremos, conjuntamente con variantes más suaves, se han reportado por parte de testigos de OVNI (ref. 16). Medidas isofotales del contorno y parámetros físicos relacionados se usan comúnmente en la búsqueda astrofísica en relación a objetos celestes grandes, tales como galaxias, nébulosas o planetas (ref. 6).

 

*   Luminosidad total L_T – Si se quiere evaluar la luminosidad total L_T de un blanco OVNI dado, es necesario integrar valores de luminosidad intrínseca sobre la banda observacional total, que puede ir desde n1 = 3500 Å a n2 = 7500 Å en lo óptico, pero que puede ser también extendida en el caso del UV cercano y del IR cercano. En tales circunstancias se obtiene:

 

         (8)

 

donde, en particular s es la constante Stefan-Boltzmann, y T_E es la temperatura efectiva del blanco (ref. 6).  Es muy fácil notar a partir de la fórmula arriba expuesta que, luego de obtener mediciones de L_T y S siguiendo los procedimientos descritos en secciones previas, es entonces posible deducir la temperatura efectiva del blanco OVNI. La medición de temperatura sólo se permite si se es capaz de establecer, mediante medios espectroscópicos del espectro contínuo y efectuando comparaciones adecuadas con la teoría de Planck (ref. 6), que el blanco OVNI emite un espectro térmico. La medición de la luminosidad total (o luminosidad bolométrica) L_T se espera que normalmente se pueda hacer, cuando es posible, en el caso de objetos celestes de cada tipo, cuando se dispone de observaciones de multi-longitud de onda.

 

*  Período de Pulsación Pp – Si se es capaz de obtener una gran cantidad de cuadros CCD (por ejemplo de 100 a 200 cuadros) de un blanco dado durante una única observación, es posible entonces medir, con un rango de frecuencia fija Dn, el período de pulsación P_p (si está presente). P_p (ref. 9) implica la variación de pulsos en tiempo de la luminosidad intrínseca L_{Dn ,} de la intensidad intrínseca I_Dn y del índice de color dL.  Esto significa que en un caso real se pueden presentar las siguientes situaciones: a) la luz del OVNI está pulando sobre toda su superficie; b1) el blanco OVNI tiene una luz pulsante central; b2) el blanco OVNI tiene una luz externa con forma de anillo que pulsa; c) el color del OVNI está cambiando constantemente (periódicamente o a-periódicamente); d) ocurre una mezcla de las situacionse previas. Todas esas variants de pulsación del OVNI han sido denunciadas por muchos testigos (ref. 16). Como bien se puede esperar que una posible pulsacion pueda ir desde 0,001 segundo a algunos minutos, es realista afirmar que una cámara CCD no es el instrumento fotométrico más adecuado que pueda ser capaz de detectar pulsaciones periódicas rápidas, simplemente debido a los largos períodos de lectura (de aproximadamente 20 segundos) de este instrumento. Por lo tanto, a fin de llevar a cabo eficientemente esta investigación de la  “pulsación del blanco” se debe acoplar al modo de observación CCD un uso adicional a intensivo de fotometría de conteo de fotones.  Se alienta muy especialmente la búsqueda y consecuentes mediciones de los efectos de pulsación, de la misma forma en que ya se han hecho en el pasado observaciones profesionales previas de blancos OVNI pulsantes, tales como en el caso de las mediciones que se intentaron efectuar por el Proyecto Hessdalen en 1984 (ref. 14).

 

*  Ángulo de Desviación Gravitacional GD – No pocos testigos de observaciones de OVNI informan la aparente evidencia de “rayos de luz curvados” en la proximidad de un OVNI (Ref. 16). Aún si el origen de estos fenómenos se puede deber a un efecto físico que aún no está incluido en las leyes físicas conocidas, por ahora uno está inevitablemente tentado a tratar de explicar tal fenomenología en el contexto de la física teórica conocida planteando la hipótesis de que el blanco OVNI por sí mismo es capaz de generar un campo gravitacional Einstein-Schwarzschild autónomo, que puede suponerse esté generado por un mini-agujero negro natural o artificial o por una curvatura del espacio-tiempo local (ref. 6, 8). Según la teoría general de la relatividad, la trayectoria de una fuente luminosa que pasa cerca de tal fuerte campo es necesariamente desviada por un ángulo GD. Este efecto teóricamente pronosticado ya no es más solamente un ejercicio matemático, sino que, desde los últimos años de la década de 1980, ha sido probado observacionalmente en la forma de “efectos de lente gravitacionales” en el caso de fenómenos a gran escala que son de interés astrofísico: el caso de los objetos masivos extragalácticos que desvían con un efecto similar al de una lente la luz de las galaxias del campo que está iluminando (ref. 29, 30, 31). Sin embargo aún no se ha encontrado ninguna prueba en el caso de fenómenos de escala mucho menor tales como los OVNIs. Por lo tanto, para el alcance presente del proyecto de monitoreo propuesto, la medición del ángulo GD (si realmente está presente) se puede intentar en dos formas:

 

a ) En el caso de observaciones nocturnas, una imagen CCD de un blanco OVNI se espera que contenga un cierto número de estrellas en el campo. Por esta razón se hace necesario comparar el cuadro CCD en el cual el OVNI está presente con un cuadro CCD del mismo campo de cielo conteniendo sólo estrellas. Se debe esperar que la trayectoria de los fotones de las estrellas que están próximas al OVNI son desviadas por un ángulo GD de su trayectoria real debido al “efecto de lente gravitacional” y que, si el foco gravitacional llega cerca del instrumento TDA, la luz recibida de las “estrellas perturbadas” puede estar altamente intensificada.  Al comparar los dos cuadros CCD (el cuadro del blanco y el cuadro de control) sería posible verificar que las posiciones de las estrellas pueden aparecer cambiadas de sus posiciones reales y que la luz de las estrellas puede lucir amplificada.

 

b) Un experimento alternativo para medir el ángulo GD se puede llevar a cabo apuntando el rayo del aparato láser a varias distancias (perpendiculares a la línea de visión) a partir del blanco OVNI, y tomando simultáneamente rápidos fotogramas CCD secuenciados del campo de cielo que contiene tanto al blanco como al rayo láser.  Si el rayo láser aparece desviado, se puede fácilmente medir el ángulo GD haciendo el consiguiente procesamiento de los cuadros CCD y determinando cuánto de este ángulo aumenta, cuando aumenta la distancia entre el rayo láser y el OVNI.

 

A la inversa, si uno se plantea la hipótesis de que un objeto OVNI dado es capaz de generar un campo “antigravitacional”, se puede esperar que el ángulo GD se desvíe en el sentido opuesto. Por consiguiente, se pueden efectuar mediciones similares a las descrias en los puntos a) y b).

 

*  Corrimiento Gravitacional al Rojo GR – Siguiendo la hipótesis discutida en el punto anterior, se puede proponer hacer una nueva prueba. En tal variante, se puede suponer que, además de la desviación gravitacional, los fotones emitidos por la fuente de luz que está muy cerca del campo gravitacional Einstein-Schwarzschild (apenas los fotones emitidos por el gas atmosférico brillante, excitado por iones, que rodea al objeto presumiblemente luminoso), que supuestamente están generados por un blanco OVNI, son sujetos de un corrimiento gravitacional al rojo GR (refs. 6, 8).  A fin de medir GR, se debe conocer la contribución de GR al índice de color del blanco. A la inversa, si se plantea la hipótesis de que el blanco es capaz de desarrollar un campo “anti-gravitacional”, se puede esperar  que se registre un corrimiento anti-gravitacional al azul.

 

C. Parámetros Espectroscópicos

 

Sobre la base de la configuración de un posible blanco OVNI, uno debería esperar detectar diferentes tipos de características espectrales. El blanco mismo o su medio que le rodea o ambos deben presentar adecuadas condiciones de excitación y/o ionización. Esto implica la existencia de los siguientes escenarios posibles:

 

A.      El blanco mismo es un objeto sólido calentado.

B.       El gas atmosférico es calentado por un blanco central por medio de algún mecanismo exótico.

C.       Ambas situaciones ocurren.

D.      El blanco mismo es un plasma caliente.

 

I.  En el caso de que el blanco OVNI en sí mismo sea una máquina cuya superficie externa es calentada por algún tipo de propulsión, se puede suponer que semejante blanco es capaz de producir bandas de emisión molecular en varias potencias, que posiblemente resultan de transiciones atómicas en los elementos metálicos. Tales bandas de emisión se espera que estén mezcladas con líneas de emisión de oxígeno y nitrógeno producidas por el proceso de excitación-ionización al cual es sujeto el medio atmosférico que le rodea, debido a que el blanco central es muy caliente. La potencia tanto de las bandas de emisión como de la líneas de emisión atmosférica deberán depender de la temperatura que tenga la fuente calentada y de la densidad tanto de la fuente calentada como del medio gaseoso en su entorno. A baja altura, donde la masa de aire es más densa se debería esperar registrar líneas de emisión atmosférica más fuertes.

 

II.  En el caso de que el blanco OVNI no parezca ser una máquina caliente (no hay líneas metálicas) pero su medio alrededor es caliente, se debería esperar registrar sólo líneas de emisión atmosférica. Quizás una de las causas de tal situación puede ser debido a un campo magnético de pulsos cuya presión actúa en cada instante dado y en cualquier punto dado, como un choque térmico magnéticamente inducido sobre el medio atmosférico (ref. 17).  Si este es el caso, se debería esperar la emisión de microondas; en tal caso la radiación de microondas podría detectarse con un instrumento adicional apropiado.

 

III.  En el caso en que el blanco OVNI sea en sí mismo un plasma caliente, se espera que se puedan registrar líneas de emisión resultantes de la ionización y excitación del gas atmosférico.

 

*   Parámetros Termodinámicos – De la medición del ancho equivalente (energía que una línea extrae del continuo) y del ancho total a la mitad del máximo de cada línea o banda de  emisión,  se pueden entonces derivar los principales parámetros termodinámicos – la temperatura T, la presión P y la densidad r (refs. 1, 6, 10) – del blanco, y  en la mayoría de los casos, del gas atmosférico excitado-ionizado. En el caso de que el espectro del blanco luminoso no presente líneas de emisión, se puede medir la temperatura del blanco directamente del espectro continuo. Tal cual se espera que un espectro térmico contínuo reproduzca más o menos estrictamente una curva de Planck en forma de campana (ref. 6), es necesario determinar la longitud de onda precisa l_max en la cual la intensidad del espectro contínuo alcanza el mayor valor.  Usando este procedimiento, la temperatura T se puede derivar de la ley de Wien (ref. 6):

 

        (9)

 

En tal caso la adquisición de un espectro de baja dispersión se puede considerar suficiente para una medición preliminar de T.

 

·         Velocidad de Transferencia V_rad  - Si el blanco se está moviendo muy rápido, el centro de las bandas de emisión puede estar desplazado por una cantidad dada de corrimiento doppler:

 

      (10)

 

donde c es la velocidad de la luz, l_UFO es el corrimiento hacia el azul o el rojo observado de la longitud de onda del centro de la banda de emisión producida por el blanco, l_LAB es la longitud de onda de una banda de laboratorio en descanso y V_RAD  es la velocidad radial del blanco (refs. 1, 6). Este método para determinar la velocidad de transferencia tiene el propósito de estar estrictamente acoplado con el método de radar. Debido a la muy alta precisión requerida, tal medición sólo puede asegurarse con espectroscopia de mediana o alta dispersión. Por el contrario, las líneas de emisión que se deben a gas atmosférico calentado no se espera que muestren ningún corrimiento radial doppler, ya que el proceso de excitación-ionización que se debe a transiciones atómicas del medio que rodea al blanco luminoso sólo ocurre cuando el blanco cruza un punto dado de atmósfera casi-estable en un instante dado. Las líneas de emisión atmosférica sólo pueden ser ampliadas por movimientos de gas turbulento (refs. 1, 6, 10), que pueden ser una mezcla de turbulencia atmosférica normal y un posible “factor de turbulencia” que puede ser inducido por la superficie caliente del blanco o por otro tipo de fuente de calor del blanco.

 

*  Velocidad Rotacional V_ROT – Si el blanco mismo está rotando rápido, se puede observar emisión de bandas cuyo perfil está rotacionalmente ampliado por un factor Doppler dado por la fórmula:

 

           (11)

 

donde  V_ROT  es la velocidad rotacional del blanco e i es la inclinación del eje de rotación en comparación con un plano que es normal a la línea de visión (ref. 6).  Si el gas que lo rodea también está rotando, es posible registrar líneas de emisión atmosférica cuyo perfil está rotacionalmente ampliado por el mismo factor doppler dado más arriba: esta característica sería una clara indicación de que está presente un “régimen de vortex” en el gas atmosférico, que es provocado por el blanco central en rotación. Si el blanco mismo es una concentración de plasma rotando fuertemente,  posiblemente se puedan registrar líneas atmosféricas altamente ampliadas en su rotación.

 

*   Velocidad de Caída Hacia Adentro V_IN  -  En el caso de que algo de gas atmosférico esté colapsando hacia el blanco, se pueden registrar las líneas de emisión atmosféricas que tienen un corrimiento hacia el rojo en comparación con las líneas de laboratorio, ya que el gas atmosférico que cae hacia adentro debería partir desde el observador.  Esto puede suceder si el gas atmosférico está sujeto a un campo gravitacional local intenso cuya fuente es el blanco OVNI en sí mismo.

 

*   Intensidad B del Campo Magnético – Además de ser térmicamente ampliado por el predecible régimen de alta temperatura (ref. 6), que puede también causar micro-turbulencia en el gas perturbado, las líneas de emisión pueden estar sujetas al efecto de separación de Zeeman debido a la acción de un campo magnético (ref. 1, 6, 10). En este caso cada línea única de emisión se espera que esté separada por una cantidad de componentes que están diferentemente polarizados de acuerdo a la orientación del campo magnético en comparación con la dirección del observador y cuya separación depende de la intensidad B del campo magnético. Si es posible obtener un proporción S/N que sea suficientemente alta y si el blanco está razonablemente quieto (o semi-fijo), - en cuyo caso se puede llevar a cabo espectroscopia de alta dispersión -  uno puede obtener una buena medición de la intensidad del campo magnético B del blanco.

 

*  Período de Pulsación Pp – En el caso en que cuadros espectrográficos CCD secuenciados de un único blanco son capaces de proveer un gran número de espectros a una distancia de tiempo muy corta uno del otro, - por ejemplo usando una secuencia de tiempo indicada de 20 a 30 segundos si el blanco es muy luminoso-  y suponiendo que se esté en las condiciones adecuadas para hacer mediciones espectroscópicas de mediana a alta dispersión, se puede tratar de verificar si los parámetros espectroscópicos medidos –en particular la intensidad B del campo magnético-- está sujeta a cierto tipo de efecto de pulsación.

 

 

5. Variabilidad en el tiempo de los parámetros físicos

 

Las cantidades físicas deducidas del procesamiento de datos son de poca utilidad si se les considera separadamente. El problema investigado puede ser totalmente comprendido sólo si todas las cantidades se conectan conjuntamente en una manera dinámica. Por esta razón uno está necesariamente incentivado a buscar correlaciones significativas entre los parámetros medidos, sobre la base de la detección de características que varían con el tiempo. La posible variabilidad en el tiempo del fenómeno OVNI puede proveer explicaciones ilustrativas sobre su mecanismo físico. Esta tarea se puede lograr si se tiene éxito en adquirir una gran cantidad de cuadros CCD - tanto fotométricos como espectroscópicos - cuando / y si la trayectoria del blanco es rastreada durante un tiempo de observación razonablemente largo. Por ejemplo, si el blanco es muy luminoso y se puede mantener centrado en el campo de visión del telescopio por una duración de 30 minutos, se puede obtener típicamente de 100 a 200 cuadros CCD en rápida frecuencia, tomando en cuenta el hecho de que el tiempo de exposición controlado por computadora  puede cambiar drásticamente si cambia la distancia del OVNI.  Un estudio análogo de la variabilidad en tiempo se puede lograr por medio del uso simultáneo de fotometría de conteo de fotones: en este caso una unidad PCP debe apuntarse al blanco durante toda la duración del fenómeno.

 

Se puede indagar previamente la variación en el tiempo de los dos parámetros siguientes:

 

·         El Tamaño Lienal S – Esta medición se justifica por la previa acumulación de algunos testimonios de acontecimientos OVNI (ref. 16), respecto a  posibles variaciones de las dimensiones de los OVNIs que permanecen detenidos, sobre la base de un estímulo sugestivo-visual.

 

·         La Luminosidad Intrínseca L_Dn - Como en el caso previo, es necesario realizar también esta medición, por cuanto testigos confiables de observaciones de OVNI informan de variaciones luminosas de los OVNIs  que permanecen quietos (ref. 16).

 

Más aún y lo que es más importante, según una gran cantidad de testimonios recogidos hasta el presente (ref. 16), existe la sospecha de que la variación en tiempo de la transferencia de velocidad de un blanco OVNI puede estar correlacionada con variaciones análogas en tiempo de los siguientes parámetros físicos:

 

·         El Índice de ColordL – Testigos confiables de observaciones de OVNI describen colores de OVNI que cambian del blanco-azulado en configuraciones estáticas o casi estáticas al rojo durante rápidas aceleraciones. En otros casos, los testigos describen la conducta opuesta (ref. 16).

 

·         El Período de Pulsación Pp – Testigos confiables de observaciones de OVNI describen la luz emitida que se caracteriza por un período variable de pulsación cuando la velocidad aumenta (ref. 16). En tal caso es necesario medir la cantidad de dPp/dt, en la cual t es la variabilidad en la escala de tiempo.

 

·         Los Gradientes de Intensidad dI_Dn /dr y ddI /dr – Como se puede esperar la ocurrencia de un “factor declive” s_Dn por cada curva I_Dn = f(r) y dI = f(r) (para 0 £ r  £ S/2) en relación a la intensidad específica intrínseca y la índice de color respectivamente, es de fundamental importancia para poder evaluar la cantidad de ds_Dn /dt, que se define como la variación en tiempo de s_Dn  en cada ventana de longitud de onda dada (U, B, V, R, I). En particular, se puede desarrollar este estudio midiendo, a cada instante dado, las proporciones s(U)/s(B), s(B)/s(V), s(V)/s(R), s(R)/s(I) y s(U)(s(I).  Al adoptar este procedimiento, se puede alcanzar un método compacto para estudiar la posible variación en tiempo de la distribución de la luz en la superficie de un blanco OVNI. Esta medición se justifica por el hecho de que la variabilidad en tiempo de la distribución de luz en la superficie de los OVNIs ha sido informada a menudo por testigos (ref. 16).

 

·         El Ángulo de Desviación Gravitacional GD – Algunos testigos dicen que han observado “luces curvas” que parecen haber sido producidas por algunos OVNIs y que ocasionalmente cambian su ángulo de curvatura (ref. 16). Siguiendo las descripciones denunciadas por los testigos sobre esta fenomenología, se pueden tomar  reiteradas imágenes CCD, conteniendo al blanco OVNI y a un rayo láser que es apuntado hacia una distancia fija muy corta del mismo, durante la total duración de la observación, a fin de medir la posible variabilidad en el tiempo del ángulo GD cuando el OVNI está suspendido en el aire, aterrizado, permaneciendo en tierra, despegando, acelerando y desacelerando.

 

·         Corrimiento Gravitacional al Rojo GR – La variación del parámetro GR se puede inferir de su contribución a la variación en tiempo del índice de color.

 

·         La Velocidad de Rotación Vrot – Muchos testigos de observaciones de OVNI han tenido la impresión de que algunos OVNIs estaban rotando más o menos rápido y que la tasa de rotación aumentaba con la transferencia de velocidad del OVNI (ref. 16). Tal informe de testigos se puede confirmar con precisión adquiriendo mediciones espectroscópicas de posible variación en el tiempo del parámetro de velocidad de rotación.

 

·         La Intensidad del Campo Magnético B -  Efectos de interferencia EM en aparatos eléctricos (ref. 16) conjuntamente con ciertos efectos neurológicos y físicos (ref. 16) que han afectado a los testigos que se han aproximado ocasionalmente a un OVNI que permanecía estático, sugieren que los OVNIs seguramente están rodeados por un fuerte campo magnético. En consecuencia, puede que sea posible medir la variación en el tiempo de la intensidad B del campo magnético, cuando un blanco OVNI luminoso dado esté acelerando o desacelerando, o cuando la luz emitida se esté incrementando o decreciendo.  Esta medición se puede obtener llevando a cabo tomas espectroscópicas secuenciales en CCD de alta resolución, de un blanco OVNI.

 

 

6. 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 (21) o máquinas caracterizadas por un aparato específico de propulsión (20, 22). Por ejemplo, desde ahora, es necesario plantear algunas interrogantes fundamentales tales como:

 

1. 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?

 

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

 

3. 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 simultaneas 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 trata 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.

 

 

 

REFERENCIAS

Física General y Astrofísica

1.        Gray D. (1976) The Observation and Analysis of Stellar Photospheres, ed. J.Wiley & Sons.

2.        Janesick J. (1987) “Sky on a Chip: the Fabulous CCD", Sky & Telescope, Sept. 1987, p.238.

3.        Henden A.A. & Kaitchuck R.H. (1982) Astronomical Photometry, ed. Van Nostrand R.C., 1982.

4.        Hiltner W.A. (1962) Astronomical Techniques (Vol.2 of "Stars and Stellar Systems" ), ed. Univ. of Chicago Press.

5.        Kitchin C.R. (1984) Astrophysical Techniques, ed. A.Hilger LTD.

6.        Lang K.R. (1980) Astrophysical Formulae, ed. Springer & Verlag.

7.        Mac Kay C.D. (1986) "Charge-Coupled Devices in Astronomy", Ann. Rev. Astron. Astroph. 24, p. 255.

8.        Misner C.W., Thorne K.S. & Wheeler J.A. (1973) Gravitation, ed.

9.        Freeman.Warner B. (1988) High Speed Astronomical Photometry, ed. Cambridge Univ. Press.

10.   White L. (1975) Introduction to Atomic Spectra, ed. Mc. Graw-Hill.

 

Proyectos de Aplicación de Instrumental para el Monitoreo de OVNIs

11.     Adams M. H. & Strand E.P. , “International Earthlight Alliance”, http://www.earthlights.org/

12.     Rutledge H.D. (1981) Project Identification: The First Scientific Study of UFO Phenomena, ed. Prentice Hall.

13.     Stanford R., “Project Starlight International”, NICAP, http://www.nicap.org/madar/psi.htm

14.     Strand E. - "Project Hessdalen 1984: Final Technical Report - Part One", 1984 - http://hessdalen.hiof.no/reports/hpreport84.shtml

15.     Teodorani M., Montebugnoli S., Monari J.,  “Project EMBLA” (2000-2004):

http://hessdalen.hiof.no/reports/EMBLA-2000.pdf

http://www.itacomm.net/ph/embla2001/embla2001_e.pdf

http://www.itacomm.net/ph/radar/radar_e.pdf

http://hessdalen.hiof.no/reports/EMBLA_2002_2.pdf

Ovnilogía General

16. Los mejores testimonios de observaciones de OVNI están reportados y discutidos en trabajos escritos por varios investigadores de OVNI muy calificados (1950-2005) y a veces también por algunos dedicados profesionales científicos, ingenieros y profesores universitario quienes, sabiamente, definitivamente borraron el término “OVNI” (UFO) y lo sustituyeron por F.O.A. (A.O.P. - Anomalous Observational Phenomena) Fenómenos Observacionales Anómalos. Ejemplos significativos son: Adams M., Akers D., Ansbro E., Bach E.W., Bunnell J., Bougard M., Brovetto P., Clark J., Condon E., Constable T.J., Corliss W., Cornet B., Cramp L., Delaval M., Derr J., Devereux P., Dutton R., Fort C., Friedman S., Haines R., Haselhoff E., Hill P.R., Hendry A., Hourcade M., Hynek J.A., Jessup M., Jung C.G., Kasher J., Klass P., Lollino G., Long G., Maccabee B., McCampbell J.M., McDonald J.E., Menzel D., Messeen A., Michel A., Oberg G.E., Odenwald S., Persinger M., Petit J.P., Poher J.C., Pritchard A., Randles J., Reich W., Rodeghier M., Rubtsov V., Ruppelt E.J., Sagan C., Sheaffer R., Shuessler J.E., Simondini A.P., Stanford R., Sturrock P., Tributsch H., Vallee J., Velasco J.J., Von Ludwiger I., Zeitlin G., Watts A., Yamakawa H.  Los más valiosos trabajos de serios eruditos del problema OVNI se han publicado en algunas revistas e informes de orientación técnica, tales como: el Journal of Scientific Exploration (JSE-USA), la Extraterrestrial Physical Review (Japón), los informes técnicos elaborados por GEPAN/SEPRA (Francia), los informes de MUFON (EE.UU.), los informes de NICAP (EE.UU), los informes de CUFOS (EE.UU.), los informes de MUFON-CES (Alemania), los informes de SOBEPS (Bélgica), los informes de EUS  (Europa), el sitio web de “Open SETI” (EE.UU.). Más aún, varios libros de interés científico han sido escritos sobre el tema OVNI. Uno de los mejores libros recientes que me agradaría citar aquí es: OVNIs: La Agenda Secreta escrito por el erudito Sudamericano en F.O.A. Milton Hourcade.

 

Algunos trabajos de M. Teodorani con revisión de pares, concernientes al instrumental para el monitoreo de OVNI

17.  Teodorani M., Strand E.P. (1998) Experimental methods for studying the Hessdalen phenomenon in the light of the   proposed theories: a comparative overview (Scientific Monograph with Referee), ØIH Rapport, n. 1998:5, Høgskolen i Østfold (Norway), pp. 1-93. Booklet.

18. Teodorani M. (2000), “Physical data acquisition and analysis of possible flying extraterrestrial probes by usingopto-electronic devices”, Extraterrestrial Physics Review, Vol. 1, No. 3, pp. 32-37.

19. Teodorani M. & Strand E.P. (2001), “Data Analysis of Anomalous Luminous Phenomena in Hessdalen”, ICPH Articles, N. 3, http://www.itacomm.net/ph/hess_e.pdf    / Also in: EJUFOAS, Vol. 1 (2), pp. 64-82.

20. Teodorani M. (2003), “SETV: Una Estensione del SETI?”, SETI Italia Articles, http://www.seti-italia.cnr.it/Pagina%20Articoli/SETV.pdf

21. Teodorani M. (2004), “A Long-Term Scientific Survey of the Hessdalen Phenomenon”, Journal of Scientific      Exploration, Vol. 18, N. 2, pp. 217-251.

22. Teodorani M. (2005), “An Alternative Method for the Scientific Search for Extraterrestrial Intelligent Life: The   Local SETI”. In: J. Seckbach (ed.) Book: Life as We Know It, Springer, COLE Books, Vol. 10.

 

 

Instrumental Militar

23.     La revista italiana RID (Rivista Italiana Difesa) contiene a menudo artículos técnicos (1980-2005) respecto a sistemas optrónicos de rastreo para uso militar. El sitio web de RID es:  http://www.rid.it/

Instrumental Adicional

24.     Informaciones técnicas sobre ICCD y detectores EBCCD se puede hallar aquí:

http://www.isibrno.cz/~mih/clanky/ccddetlowel.pdf

http://www.jobinyvon.com/usadivisions/OSD/product/iccd.pdf

25.     Di Cicco D. (1999) ‘A First Look: SBIG’s Enhanced ST-7E CCD Camera’, Sky & Telescope, August, p. 64.

26.     Gavin M. (1999) ‘Cosmic rainbows: The Revival of Amateur Spectroscopy’, Sky & Telescope, August, p.135.

27.     A) CELESTRON Telescopes:  http://www.celestron.com/main.php  

B) MEADE Telescopes: http://www.meade.com/

28.     SBIG CCD Cameras: http://www.sbig.com/

Lentes Específicas para Astrofísica y Gravitacionales

29.     Fienberg R.T. (1988) ‘Of Gravity’s Lens and a Fly’s Eye’, Sky & Telescope, May, p. 489.

30.     Afonso, C., Alard, C., Albert, J.N. et al. and the EROS collaboration (1999) ‘Microlensing towards the Small Magellanic Cloud: EROS 2 two-year analysis’, Astron. Astrophys. n. 344, L63.

31.     Referencias esenciales al uso de Lentes Gravitacionales:

http://www.iam.ubc.ca/~newbury/lenses/lenses.html

http://astron.berkeley.edu/~jcohn/lens.html

http://vela.astro.ulg.ac.be/themes/extragal/gravlens/bibdat/engl/

 

APPENDICE: Algunos ejemplos en la Web de fenómenos OVNI recurrentes:

·        Las luces de Hessdalen en Noruega

       http://hessdalen.hiof.no/index_e.shtml  

·         Las luces de Marfa en EE.UU.

www.nightorbs.net

·         Las luces de Yakima en EE.UU.

http://www.vogelstudy.org/

·         Las luces de Ontario en Canadá

http://www.globalserve.net/~mallet/ 

·         Las luces de Pine Bush en EE.UU.

http://www.pinebushufo.com/page1.htm

 

http://bcornet.homestead.com/files/index.htm

·         Las Luces de los Montes Urales en Rusia

http://www.ural.ri/ufopics.htm

·         Las luces de los Montes Peninos en Gran Bretaña

http://www.hauntedvalley.com/lightsinfo.htm

·         Las luces Min-min lights en Australia

http://hessdalen.hiof.no/

·         Las luces de Victoria en Argentina

http://dragoninvisible.com.ar/victo.htm

·         Las luces de Spokane en EE.UU.

http://www.rense.com/general30/more.htm

·         Las luces de la Playa Avalon en Australia

http://www.surfin.com.au/

·         Las luces de la bahía Byron en Australia

http://www.visionutopian.tk/

·         Las luces de Gabicce en Italia

http://www.copernico-online.org/crossmenu.asp

 

 

Ó Dr. Massimo Teodorani, Septiembre, 2005.

Ó Lic. Milton W. Hourcade, Septiembre, 2005.

 

____________________________________________________________________________________________________________

Reconocimiento

Este autor quiere agradecer profundamente a su amigo el Lic. Milton Hourcade, por la excelente traducción de este trabajo técnico del Inglés al Español, y por las continuas y estimulantes discusiones de alto nivel, concernientes a esta muy interesante materia.

NOTA

Este trabajo es la versión expandida y vastamente actualizada de un trabajo al cual fue invitado y que este autor presentó en: THE FIRST INTERNATIONAL WORKSHOP ON THE UNIDENTIFIED ATMOSPHERIC LIGHT PHENOMENA IN HESSDALEN - Hessdalen, Noruega, del 23 al 26 de Marzo de 1994. Más informaciones sobre este valioso taller organizado por el Prof. Erling P. Strand del Departamento de Informática y Automatización del Østfold College - Halden (Noruega), se puede encontrar en el sitio web: http://hessdalen.hiof.no/index_e.shtml

Reconocimiento

Este traductor se siente profundamente honrado con la amistad y la confianza recibidas de parte del Dr. Massimo Teodorani. Es un altísimo privilegio poder compartir e intercambiar ideas con un talentoso científico de nuestro tiempo que se ha interesado seriamente en el tema OVNI,  y una obligación moral verter sus excelentes aportes al idioma español.

______________________________________________________________________________________

.BREVE CURRÍCULO DEL AUTOR

Massimo Teodorani es astrofísico.  Nació el 31 de Octubre de 1956 y vive 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.  Luego de preparar varias propuestas de investigación técnica a fin de estudiar el fenómeno usando los más sofisticados medios de tipo astronómico y luego de 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 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.

 

Los temas aeroespaciales, la música electrónica y los gatos, son sus principales pasatiempos.