Aquí va una nueva entrada de blog sobre un trabajo que, aunque se publicó hace años, aún me tiene en estado de shock. Es una auténtica maravilla. Os aviso que esta entrada es larga, pero bonita. Va sobre la expansión del Universo y su relación con un astro muy especial.

En el Universo hay objetos curiosos e interesantes; también los hay especiales y extraordinarios; magníficos y únicos… Y después, está PKS1830-211 (o PKS18 para los amigos); un nombre que, después de leer estas líneas, seguro que no volverá a dejaros indiferentes.

PKS18 es lo que llamamos una lente gravitacional, formada por una galaxia situada a unos 7300 millones de años-luz, cuya masa es capaz de curvar las trayectorias de la luz que le llega de un agujero negro muy muy lejano (a más de 11000 millones de años-luz), produciendo (visto desde la Tierra) dos imágenes del mismo agujero negro.

Hasta aquí, todo bien. Parece una lente gravitacional más; del montón. Pero PKS18 también tiene otras características muy especiales que la hacen única. De hecho, en todo el Universo conocido solo sabemos de dos astros que posean todas esas especiales características… Y PKS18 es (con diferencia) el mejor de ellos.

De entre todas esas remarcables propiedades de PKS18, aquí solo hablaremos de una: además de ser una lente gravitacional, PKS18 también actúa como la «sombra china» de unas lejanas nubes moleculares. ¿Qué quiero decir con esto? Pues que, por una puñetera casualidad, unas nubes moleculares (sí, esos conglomerados de gas y polvo donde nacen las estrellas) situadas en los brazos espirales de la «galaxia lente» (la que está a 7300 millones de años-luz) se interponen justamente entre nosotros y el agujero negro del fondo. En esta figura de abajo, tenéis el esquema de esta configuración tan especial.

Esas nubes moleculares, las estamos viendo tal y como eran cuando el Universo tenía la mitad de su edad actual; una época bastante especial, ya que alrededor de esa época (hace entre 7 y 11 mil millones de años) en el Universo nacían estrellas a un ritmo trepidante. Ese fue el «baby boom» de la formación estelar. Jamás hubo (ni seguramente habrá) otra época igual en toda la historia del Universo.

Hoy en día, las estrellas nacen a un ritmo casi 10 veces menor que durante el pico de aquel «baby boom». Poder estudiar un «criadero de estrellas» (una nube molecular) de aquel pasado remoto puede ser muy interesante. Pero esa es otra historia, que contaremos en otra ocasión. 🙂

Las moléculas que formaban aquellas nubes absorbían parte de la luz que les llegaba del lejano agujero negro, dejando en la luz saliente, a modo de «sombra china», un «espectro de absorción». En ese espectro, todas las moléculas que había en esas nubes nos fueron dejando señales únicas (a modo de «huellas dactilares») que hoy nos dicen de qué estuvieron hechos aquellos lejanos criaderos estelares hace más de 7000 millones de años.

En la figura de abajo podéis disfrutar de uno de los muchísimos espectros de absorción observados en PKS18 por mi colega Sébastien Muller. ¿Véis las moléculas orgánicas? ¿A que mola?

Vamos ahora a cambiar de tercio en nuestra historia (pero tranquilos, que todo el contenido de esta entrada del blog está relacionado):

Como seguramente ya sabréis, el Universo se encuentra en expansión. Pero lo que posiblemente algunos no sepáis, es cómo ocurre esa expansión. La expansión de nuestro Universo es consecuencia de que el espacio (no los astros que lo llenan, sino el espacio mismo) es dinámico; o sea, el espacio se está «estirando» entre las galaxias, lo que hace que la distancia entre éstas aumente y que la luz, que recorre dicho espacio, vaya alargando su longitud de onda (o sea, se vaya «enrojeciendo»). Este efecto es muy diferente del famoso «efecto Doppler», ya que el «enrojecimiento cosmológico» está producido por el estiramiento del espacio (que está directamente relacionado con la expansión del Universo), y no porque haya nada que esté «empujando» a las galaxias, alejándolas unas de otras.

Por otra parte, la radiación de fondo cósmico (o «CMB» para los amigos) es un campo de fotones que llena todo el espacio; una «reliquia» del Big Bang, recuerdo de cuando nuestro Universo solamente tenía unos trescientos ochenta mil años (vamos, que aún usaba pañales).

Como el CMB está hecho de rayos de luz, las longitudes de onda de todos esos fotones también están sufriendo un alargamiento relacionado con la expansión del Universo. O sea, que a medida que el Universo se expande, el CMB entero se va enrojeciendo y, por lo tanto, se va «enfriando» (longitudes de onda más largas se corresponden con temperaturas más bajas).

Hoy en día, la temperatura del CMB es de unos 2.7 K («K» de «Kelvin»). Pero si el modelo del Big Bang es correcto, esa temperatura debió ser mayor en el pasado (o sea, cuando el Universo era más pequeño y, por consiguiente, las longitudes de onda de todos los fotones del CMB eran más cortas).

¿Sería posible confirmar esta predicción de forma precisa, midiendo la temperatura del CMB en el pasado remoto? Para hacer eso, necesitaríamos usar una «máquina del tiempo», enviar un termómetro al pasado, ponerlo en el espacio interestelar, leer su medida y traerlo de vuelta al presente.

¿Creéis que podemos hacer algo así con nuestra tecnología? ¡Pues claro que sí (aunque no de forma literal)! Todos los astrónomos (seamos profesionales o aficionados) tenemos «máquinas del tiempo» a nuestra disposición. Son los «telescopios». Cuanto más lejos observamos con ellos, más «hacia el pasado» vamos.

Si el modelo del Big Bang es correcto, la temperatura del CMB cuando la luz de PKS18 abandonó aquellas nubes moleculares debió ser de unos 5.14 K. Y lo que hizo mi colega Sébastien Muller (del Observatorio Espacial de Onsala) fue convertir PKS18 en un «termómetro del CMB».

Sébastien utilizó los espectros imprimidos por las moléculas de aquellas lejanas nubes para estimar la temperatura de los rayos de luz del CMB, los cuales, al estar llenando todo el espacio (lo que incluye a las propias nubes moleculares), también chocaban y «calentaban» a las moléculas que las formaban, afectando con ello a sus espectros de absorción.

Sébastien concluyó, analizando aquellos espectros (aquellas «sombras chinas», que las nubes moleculares imprimían en la señal que les iba llegando del lejano agujero negro), que el CMB tenía una temperatura de 5.08 K (¡y con un error de solo 0.1 K!). Así es. Mi colega convirtió una lejana nube molecular en un «termómetro del CMB» y, con ello, vio cómo el estiramiento del espacio ha ido enfriando la radiación del CMB a lo largo de más de 7000 millones de años. Una confirmación preciosa de que la expansión del Universo se debe realmente al estiramiento del espacio que hay entre las galaxias, y no a nada que las «empuje» para separarlas unas de otras.

Además, su resultado es perfectamente compatible con la predicción del modelo del Big Bang (5.08 K medidos frente a los 5.14 K predichos por la teoría) y es (con diferencia) el más preciso de todos los estimados de la temperatura del CMB en épocas pasadas. ¡Wow! Cada vez que pienso en esta proeza observacional de mi amigo Sébastien, no dejo de sentirme muy orgulloso de poder trabajar con gente gente que, como él, es capaz de «exprimir» al máximo la información que nos llega del Universo.

Para los que queráis leer el artículo original, aquí os paso la referencia:

Enlace al artículo de Muller et al. (2013)

Por cierto, hace poco Sébastien y yo hemos enviado a revisión un artículo precioso, basado en un intenso monitoreo de las moléculas de agua que hay en esas nubes de PKS18. Si nos lo aceptan, os haré otra entrada de blog, explicándoos lo que hemos encontrado. Y lo voy dejando ya, que los datos no se calibran solos. ¡Hasta la próxima!

¡Hola de nuevo! Acabo de prepararos un nueva entrada «ligerita» (concretamente, con el peso del hidrógeno). Esta vez, fliparemos con las observaciones del medio interestelar en ondas radio y con las maravillas que podemos aprender de ellas. Entre otras cosas, veremos cómo podemos detectar la presencia de materia oscura en nuestra galaxia usando poco más que un cubo de pintura y algo de electrónica barata; así, en plan MacGyver.

Mucha gente piensa que el espacio entre las estrellas está «vacío», pero la realidad es bien distinta: en el «medio interestelar» puede haber mogollón de cosas muy interesantes. Necesitaríamos una entrada más larga que el pelo de Rapunzel para hablar de todas ellas:

Desde plasma, materia oscura, gas molecular o polvo estelar, hasta el fondo cósmico de microondas y los rayos cósmicos. En otras entradas del blog hablaremos sobre estas maravillas, pero en ésta nos centraremos solamente en… el gas interestelar (¡y os prometo que no os aburrirá!).

Las estrellas (todas ellas, incluido el Sol) nacen en titánicos conglomerados de gas y polvo llamados «nubes moleculares». Buscad un poco por el ciberespacio y encontraréis fotos de algunas de estas nubes.

Pero hay algo chocante sobre estos objetos que no mucha gente sabe. Aunque las fotos de muchas de estas nubes dan la impresión de que esas regiones son muy «densas», en realidad están prácticamente vacías: suele haber unos pocos cientos de átomos por centímetro cúbico. Eso es tan poquito, que cada átomo, moviéndose libremente por allí, puede tardar décadas, o incluso siglos, en chocar contra algún compañero.

Pero entonces, ¿por qué las fotos de estas nubes parecen tan densas? ¡Pues porque esas regiones son enormes! En unos pocos de esos píxeles, cabe todo un sistema solar! De ahí que a simple vista, nos parezcan tan «llenas». ¡Hay un buen montón de átomos a través de cada píxel!

Una de las emisiones de radio más interesantes que recibimos de estas nubes moleculares es la llamada «línea del hidrógeno atómico» (o «HI»), producida cuando el electrón que orbita a un protón cambia la dirección en la que «rota» sobre su propio eje. Al hacer esto, libera un rayito de luz.

Cada átomo de hidrógeno, en solitario, tardaría unos 10 millones de años en emitir un solo «rayito» de luz en esa «línea HI». Habéis leido bien: 10 millones de años (o más) es el tiempo medio que necesita un átomo de hidrógeno para decidirse si cambia o no la orientación de su electrón, emitiendo ese rayito de luz.

¡Wow! ¿Y podemos detectar desde la Tierra esas emisiones producidas de forma tan poco frecuente? ¡Estamos hablando de colisiones entre átomos que ocurren una vez cada decenas de años (o siglos), así como de fotones que, para un átomo en solitario, tardarían 10 millones de años en emitirse… ¡fotones que tampoco tienen por qué ir dirigidos precisamente hacia la Tierra!

Pero claro, esas nubes son tan grandes, que incluso procesos tan difíciles de ocurrir como la emisión HI ocurren de forma bastante frecuente cuando sumamos toda la nube. De hecho, desde la Tierra podemos captar estas débiles emisiones de radio sin problemas, emitidas desde nubes situadas incluso al otro lado de la Galaxia.

Aquí os paso una figurita muy chula en la que se muestra cómo cambia la forma de la línea HI a lo largo de buena parte de nuestra galaxia.

Esa figurita está hecha con una antena de solo un par de metros de diámetro. Se trata de la antena SALSA, que forma parte de un precioso proyecto docente del Observatorio Espacial de Onsala (en Suecia). Para los interesados, aquí os paso el enlace a SALSA:

Enlace al proyecto SALSA

De hecho, la línea de HI galáctico es tan fácil de detectar (¡incluso desde nubes en el otro lado de la Galaxia!), que podemos verla hasta usando un simple cubo de pintura, en lugar de un radiotelescopio.

Sí, habéis leido bien. Hay gente que ha llegado a detectar el HI galáctico usando un cubo de pintura. ¡Wow! MacGyver se tragaría el chicle del flipe: ¡podemos incluso usar esas medidas de HI para detectar la presencia de materia oscura en la Galaxia, usando un cubo y un poco de electrónica de los chinos! Aunque, para hacerlo muy bien, se necesita «calibrar» el cubo de pintura (y dependiendo de la calidad que se busque, eso puede complicar un poquitín el experimento).

Detectando hidrógeno galáctico con un bote de pintura

¿Cómo podemos detectar la presencia de materia oscura a partir de las medidas de HI? ¡Pues muy fácil! Por una parte, conocemos muy bien la frecuencia a la que se emite la radiación HI; lo podemos medir con muchísima precisión en un laboratorio (de hecho, esa frecuencia es la base para construir algunos de los relojes atómicos más precisos que existen).

Por otra parte, cuando observamos la línea de HI en el Universo, casi nunca la detectamos a su frecuencia real, sino que la vemos desplazada hacia el rojo o el azul, en función de cómo se mueve la nube molecular de origen con respecto a la Tierra. Por consiguiente, midiendo ese efecto Doppler de la línea HI, y cómo va cambiando a lo largo y ancho de nuestra Galaxia, podemos reconstruir la curva de rotación de toda la Vía Láctea y compararla con la predicción de la Gravitación Universal de Newton (o, ya que estamos, de la Relatividad General).

Como muchos de vosotros ya sabéis, cuando comparamos la curva de rotación real (que puede medirse con el HI y/o con otras moléculas) con la teórica (deducida a partir de la materia que «vemos», como las estrellas, el gas y el polvo), nos encontramos con un chocante resultado: la curva teórica no tiene nada que ver con la real. Concretamente, la curva de rotación real es muy «plana» (en el sentido de que toda la parte exterior de la Galaxia está orbitando a la misma velocidad lineal), lo cual puede explicarse perfectamente si añadimos una distribución de «materia invisible» (también llamada «materia oscura») que se sume a la materia «que sí podemos ver».

Este resultado de la curva de rotación no solamente se da en la Vía Láctea, sino también en la práctica totalidad de las galaxias de las que podemos medir, de forma robusta, sus curvas de rotación.

Pero las nubes moleculares no están hechas únicamente de hidrógeno atómico. También podemos detectar emisión del llamado «hidrógeno ionizado», que se produce típicamente en regiones más calientes, donde están formándose nuevas estrellas. Y, además del hidrógeno, también podemos detectar muchísmas moléculas (de hecho, ¡por eso se las llama «nubes moleculares»!): Se ha llegado a detectar agua, glucosa, cafeina, diversos azúcares, alcoholes,… vamos, que nos podríamos hacer un buen carajillo usando solamente sustancias del medio interestelar. Ahí lo tenéis: los ladrillos de la vida, esparcidos entre las estrellas.

José Cernicharo (uno de los radioastrónomos más famosos de España) es el investigador principal de un interesantísimo proyecto, con el que se generan moléculas en un laboratorio (mimetizando las condiciones del medio interestelar) y se detectan también en el Universo, a partir de observaciones realizadas mayormente con el radiotelescopio del Centro Astronómico de Yebes (cerca de la Guadalajara española). Aquí os paso el enlace a la web de su proyecto ERC «Nanocosmos»:

Enlace al Proyecto Nanocosmos

Otros lugares donde se encuentran moléculas orgánicas «a punta pala» son los discos protoplanetarios (los lugares donde se están formando, ahora mismo, planetas alrededor de otras estrellas). El instrumento artífice de estos descubrimientos es el Atacama Large mm/submm Array (ALMA), situado en la chilena planicie de Chajnantor. Aquí tenéis unos enlaces relativamente recientes sobre hallazgos de este tipo:

Moléculas orgánicas detectadas con ALMA en cinco discos protoplanetarios

Moléculas orgánicas complejas en un joven sistema estelar

Dentro de poco, en otra entrada os hablaré sobre una nube molecular muy especial, de la que un colega mío publicó, hace años, un resultado que cuando os lo cuente os hará explotar el cerebro. Tiene que ver con el Big Bang y la expansión del Universo. ¡Manteneos a la escucha!

¿Sabíais que podemos detectar, de manera relativamente sencilla, la fuerza gravitatoria generada por una pequeña bola de metal?

Recuerdo hace poco, en una discusión con un terraplanista (¡sí, esa gente existe!), la sensación de vergüenza ajena que sentí cuando escuché su argumento más brillante: «la fuerza de la gravedad no existe, porque si cojo dos pedruscos y los acerco uno al otro, no noto ninguna fuerza que los atraiga (¡unga, unga!)».

Lo que ese personaje no tuvo en cuenta en su «razonamiento» es que la fuerza de la gravedad generada por esos pedruscos es demasiado débil como para notar sus efectos a simple vista. Pero eso no quita que en un laboratorio, y yendo con mucho cuidado, no seamos capaces de detectar el campo gravitatorio generado por objetos con una masa de solo unos pocos cientos de gramos. ¡Vamos a ver cómo puede hacerse esto!

Pero antes, hablemos un poquito más sobre la gravedad. Concretamente, sobre la Ley de la Gravitación Universal de Sir Isaac Newton, publicada a finales del Siglo XVII como parte de sus Principia Mathematica.

¿Por qué esta ley tiene el apellido de «Universal»? Pues porque puede aplicarse exactamente de la misma forma a cualquier fenómeno que pase en la Tierra y en el cielo. O sea, que la misma ecuación puede describir, al mismo tiempo, el movimiento de una manzana al caer sobre la cocorota de Newton y el movimiento orbital de los planetas alrededor del Sol, así como los de sus lunas alrededor de los mismos. Podemos decir que esta Ley de Newton dio lugar a la Primera Gran Unificación de la Física: la que unió las leyes que gobiernan el movimiento celestial con las que gobiernan los fenómenos terrestres.

«Pero esa gravedad de la que hablas no puede explicar por qué los globos de helio flotan (¡unga, unga!)», podrá decir nuestro amigo terraplanista. Nada más lejos de la verdad. Cuando un globo de helio gana altura, lo que ocurre es que el aire que hay justo encima del globo cae por debajo de él (debido a la gravedad), con el efecto final de que el globo, en efecto, sube. Y el aire que hay encima del globo tiende a caer por debajo del mismo, sencillamente porque el aire es más denso que el helio que llena el globo. Por lo tanto, la energía potencial gravitatoria del sistema (aire + globo) es menor cuando el globo gana altura. Todo esto no es más que el reflejo del archiconocido Principio de Arquímedes, que aplica, precisamente, cuando hay gravedad.

Pero volvamos de nuevo a la Ley de la Gravitación Universal de Newton. Esta Ley nos da la aceleración que experimenta un cuerpo cuando se somete al campo gravitatorio generado por otro cuerpo masivo, M, a una distancia r del mismo. Si suponemos que la masa M se distribuye uniformemente de forma esférica, el módulo de la aceleración g, a una distancia r de su centro, es igual a

donde G es la Constante de Gravitación Universal, que nos da la relación entre la masa M y la intensidad del campo gravitatorio que dicha masa genera. Un problema bastante gordo a la hora de trabajar con esta ecuación es que cualquier observación astronómica que realicemos para ponerla a prueba solo nos permitirá medir del producto GM. O sea, que por mucho que nos esmeremos los astrónomos, jamás podremos desacoplar la G de la M, para medirlas por separado. Solamente podremos medir el producto de las dos cantidades.

La única forma de medir G por separado (y, por lo tanto, poder conocer las masas M de los astros como el Sol, la Tierra y el resto de planetas) es medir la gravedad engendrada por un objeto que tenga una masa M conocida; o sea, debemos detectar la gravedad generada por un objeto que, a su vez, seamos capaces de pesar en el laboratorio con una balanza… ¡Pero parece ser bastante dificil bajar el Sol, o la Luna, a nuestro laboratorio para pesarlos!

La solución a este problema de la medida de G vino de la mano del genial Henry Cavendish, a finales del Siglo XVIII. Cavendish usó un dispositivo llamado «péndulo de torsión», basado en un prototipo ideado y construido por el otro gran científico John Michell (quien, entre otras cosas, fue el primero en proponer la posible existencia de agujeros negros, si bien en una versión y contexto diferentes a como los entendemos hoy en día).

En esta animación de abajo os muestro el esquema de un péndulo de torsión moderno. Tenemos un hilo tensado en vertical, al que se ha pegado un espejito y una barra horizontal, en cuyos extremos hay dos bolitas de igual masa. Si giramos la barra en horizontal, la torsión del hilo producirá una respuesta elástica, que tratará de devolver al péndulo de torsión a su estado inicial, produciendo con ello un movimiento oscilatorio.

Si apuntamos un rayo láser al espejito, esa rotación hará variar el punto en el que el láser reflejado incide en una pantalla. Si la distancia entre el espejito y la pantalla es suficientemente grande (unos metros), podremos usar el láser para detectar rotaciones minúsculas del péndulo (unos pocos minutos de arco).

Si ahora añadimos dos esferas mucho más pesadas, cerquita de las que hay unidas a la barra del péndulo (y procurando mantener una simetría, de manera que cada bola pesada esté a la misma distancia de su bolita correspondiente del péndulo), la fuerza de la gravedad originada entre las bolas producirá una minúscula fuerza de torsión en el hilo que, unida a la elasticidad del mismo, producirá un movimiento oscilatorio que podremos detectar a través del puntero láser en la pantalla.

Dejando al sistema «reposar» durante unas horas (de manera que se vaya disipando la energía que hace oscilar al sistema) nos encontraremos con el péndulo de torsión girado en un pequeño ángulo, con respecto al que tenía en su posición de equilibrio (o sea, cuando las bolas pesadas no estaban atrayendo a las bolitas del péndulo). Ese pequeño ángulo es debido exclusivamente a la fuerza de la gravedad entre las esferas y, por lo tanto, nos permite estimar G.

Aquí abajo os muestro unas fotos del péndulo de torsión que tenemos montado en el Laboratorio de Mecánica de la Facultat de Física (Universitat de València). Esta práctica de laboratorio es una preciosidad, aunque el péndulo es tan sensible que simplemente apoyándose sobre la mesa podemos fastidiar todas nuestras medidas, induciendo oscilaciones en el péndulo que serán mucho mayores que las debidas a la gravedad. Incluso una broca agujereando una pared en la habitación de al lado puede fastidiar el experimento (y lo digo por experiencia).

Pero si nada fastidia a nuestro péndulo de torsión durante las pocas horas que dura el experimento, los resultados son extraordinarios. ¡Podemos medir fácilmente el valor de la constante de Gravitación Universal, G! En la figura de más abajo tenéis las medidas realizadas recientemente por dos alumnos del Doble Grado de Física y Matemáticas, a quienes he tenido el placer de dar clase este pasado cuatrimestre. ¡Les salió un experimento genial! Eso sí, la constante G les salió un pelín baja (probablemente, porque no acercaron lo suficiente las bolas pesadas al péndulo de torsión).

Una pequeña curiosidad antes de acabar: si alguna vez necesitáis saber el valor de G y no os acordáis, tened en cuenta que, eligiendo sabiamente las unidades de trabajo, la constante G toma un valor muy curioso: si mides la masa en «masas solares», el tiempo en años y la distancia en «unidades astronómicas» (o sea, la distancia media entre la Tierra y el Sol), la constante G toma el curioso valor de

La única pega ahora es acordarse de qué vale la masa del Sol (unos 2 quintuplones de kilogramos), cuántos segundos hay en un año (365 por 86400) y de la distancia Tierra-Sol (que es de unos 150 millones de kilómetros).

Y ahora sí, voy acabando la entrada del blog. ¡Nos vemos pronto!

¡Hola de nuevo! Esta vez os he preparado una entrada con un contenido sobre Radioastronomía que, en mi opinión, es fascinante. Trata sobre el «brillo» que tienen los cuerpos celestes cuando los observamos en ondas de radio. Puede que el tema parezca a priori aburrido, pero os aseguro que vais a flipar con lo que estáis a punto de leer.

Seguro que a muchos os sonará esta imagen de más abajo, publicada por el Event Horizon Telescope (EHT). Se trata del agujero negro supermasivo que habita en el corazón de la galaxia M87. Esta imagen es en falso color (este agujero negro no es realmente de color naranja). Y es que la imagen que véis NO se corresponde con «luz visible», sino que está hecha con ondas de radio, que fueron emitidas en esas regiones cercanas al agujero negro y llegaron a la Tierra con una frecuencia de 230 GHz (o sea, ondas de radio de longitud de onda milimétrica).

El «brillo» de este agujero negro a 230 GHz es de, aproximadamente, medio Jansky. Y os preguntaréis, ¿qué diantres es eso de un «Jansky»? Pues se trata de la unidad que usamos los radioastrónomos para medir el brillo de los objetos celestes. ¿Y eso de «un Jansky» es mucho brillo o poco? ¡Seguid leyendo!

Imaginad que todos los telescopios del EHT estuvieran observando este agujero negro sin parar durante 10 años. Día y noche, festivos incluidos. Pues bien, TODA la energía que todos esos radiotelescopios acumularían del agujero negro, durante todo ese tiempo, sería menor que la energía gravitatoria que se libera cuando dejáis caer un granito de arroz desde una altura de 1 metro. ¿Qué? ¿Cómo os habéis quedado?

La emisión radio que recibimos del Universo es, salvo raras excepciones, EXTRAORDINARIAMENTE DÉBIL. Un teléfono móvil dejado en la Luna brillaría (visto desde la Tierra), millones de veces más que la mayoría de las fuentes naturales de ondas radio que pueblan el Universo.

Pero ¿cómo es posible que nuestros telescopios sean capaces de detectar emisiones tan débiles provenientes del espacio exterior? La respuesta, a día de hoy, me sigue poniendo los pelos de punta. ¡Y pronto os los pondrá también a vosotros!

Las señales radio que vienen del espacio son miles de veces más débiles que el propio ruido de nuestros receptores. O sea, que el ruido térmico de nuestros aparatos (aunque los mantengamos a decenas de grados bajo cero) ¡es muchísimo más alto que las señales que pretendemos medir! Imaginad, tratar de detectar una señal que es cientos (¡o incluso miles!) de veces más débil que el ruido que la corrompe. Parece imposible, ¿verdad? Pues ahora veréis que no es así.

¿Cómo podemos detectar unas señales tan débiles que permanecen ocultas bajo «toneladas» de ruido? La respuesta está en una importantísima ecuación, que tiene el curioso «honor» de haber sido declarada «información clasificada» durante la Segunda Guerra Mundial.

Se trata de la «relación de van Vleck», que da a quien la posee el poder de controlar «ataques de interferencia» a radares y comunicaciones (los llamados «EW jamming»). Cuando acabó la Gran Guerra y pudo, por fin, hacerse pública esa ecuación, comenzó toda una revolución radioastronómica.

La ecuación de van Vleck es como tener el Teorema del Límite Central (muy famoso en Estadística) y ponerle esteroides; muchos esteroides. Voy a intentar explicar, de forma sencilla, cómo usamos los radioastrónomos esta ecuación, que antaño fue considerada «información clasificada» por el ejército. ¡Top Secret!

Cuando analizas el poder de la relación de van Vleck por primera vez, piensas «¡Esto es mposible! ¡¿Qué diablos se estaría fumando van Vleck cuando escribió esta ecuación?!». Y cuando ves la demostración, te das cuenta de la tenue línea que, a veces, separa a las Matemáticas de la pura magia.

Imaginad que tenemos una señal muy muy débil (la línea roja de la figura de abajo) y la observamos sumada a un ruido que es muchísimas veces mayor que ella (mostrado en negro). Queda claro que la suma de las dos cosas (mostrada a la derecha de la figura) estará completamente dominada por el ruido.

A modo de paréntesis, os diré que la amplitud de la señal roja que se muestra en esta figura es «solo» unas 20 veces menor que el ruido (y no cientos o miles de veces menor, como pasa en Radioastronomía). O sea, que si hubiera graficado esta figura para reflejar realmente las condiciones de ruido en Radioastronomía, la línea roja sería prácticamente indistinguible de una línea horizontal (sus variaciones serían de tamaño similar a un pixel de vuestra pantalla).

Además, suponed que solo seamos capaces de medir el SIGNO de la señal total. O sea, que no tengamos ni idea de la amplitud, sino solo de si la señal está por encima o por debajo del cero. Así es. Nuestros receptores heterodinos solamente pueden guardar poco más que los signos de la señal (+ y -) para trabajar. En realidad, los receptores modernos pueden guardar un poco más que esto, digitalizando la señal a 2 bits o más, en lugar de un solo bit (pero no me quiero alargar demasiado en esta explicación).

En la figura de aquí abajo tenéis la diferencia entre la señal real (que es la suma del ruido y de la fuente observada) y la señal que finalmente guardamos para trabajar (en la que solamente hemos detectado su signo, que muestro en verde y azul).

Pues bien, la relación de van Vleck nos dice que, aunque solo dispongamos de los signos de la señal, si tenemos (al menos) dos receptores observando el mismo objeto, podremos «jugar» con esos signos (+ y -), observados por cada receptor, para poder recuperar… ¡las propiedades la señalita roja de la figura de más arriba!

¿Qué? ¿cómo os habéis quedado? ¿No os parece imposible lo que acabáis de leer? Pues en Radioastronomía, hacemos uso de esta ecuación todos los días y a todas horas. Gracias a esta maravilla de la Estadística, podemos separar la fragilísima señal de agujeros negros lejanos del brutal ruido de nuestros receptores. Lo dicho. Pura magia.

Postdata: Para los más curiosos, cuando digo «jugar» en el párrado de más arriba, me refiero a «realizar correlaciones complejas, corregidas por efectos no lineales debidos a la cuantización de amplitud».

En breve, interferómetros como el SKA detectarán, gracias a su gran número de telescopios y a sus receptores con cuantización multi-nivel (una especie de «van Vleck 2.0»), fuentes con brillos de unas pocas mil-millonésimas de Jansky.

Imaginad. ¡Detectaremos fuentes con brillos para los que necesitaríamos más de la edad del Sistema Solar para poder acumular la energía equivalente a ese granito de arroz cayendo desde un metro!

Y lo voy dejando ya, que tengo alguna de esas señales de agujeros negros esperándome en el disco duro para calibrarla. ¡Espero que os haya gustado esta nueva entrada del blog! Para aquellos que tengáis ganas de más, os paso el enlace a un libro que (siendo muy técnico) es una delicia:

Enlace al libro Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy

Se trata de lo que podríamos llamar «la biblia de la Interferometría Radioastronómica». Hace unos años, Springer la hizo de acceso libre. Por cierto, no es por fardar, pero me abruma que en la última edición de esta «biblia» aparezcan dos referencias a trabajos míos. 🙂

¡Hola de nuevo! Aquí tenéis una nueva entrada radioastronómica. En esta ocasión, os hablaré de un precioso (¡y muy antiguo!) experimento que muy poca gente conoce. Una prueba con la que, con poco más que un radiotelescopio, pudo ponerse a prueba la Teoría de la Relatividad General de Einstein midiendo, con increíble precisión, la forma en la que la masa del Sol es capaz de ralentizar el tiempo a su alrededor.

A todos os sonará el experimento de Eddington del eclipse de Sol de 1919, con el que se confirmó una importantísima predicción de la Relatividad General: el camino que siguen los rayos de luz que pasan cerca de un cuerpo masivo (como el Sol) no es recto, debido a la curvatura espacial.

A modo de paréntesis, os diré que la predicción original de Einstein no era tanto que los rayos de luz se CURVARAN al pasar cerca del Sol, sino que (de ocurrir esto) se curvaran MÁS de lo que podía predecir la Teoría de la Gravitación de Universal de Newton. ¡¿Cómooooorrrr?!

En efecto, ¡la Gravitación de Newton TAMBIÉN PREDICE que la luz pueda curvar su trayectoria al pasar cerca del Sol! Pero para que esto ocurra, los fotones (o sea, los rayos de luz) deberían tener masa; algo de lo que, en los tiempos anteriores a Einstein, nadie tenía ni la menor idea.

No obstante, la curvatura de los rayos de luz predicha por la Gravitación de Newton (si la luz tuviese masa) es pequeña, comparada con la predicha por la Relatividad de Einstein. Concretamente, Einstein predecía el doble de desviación que la Teoría de Newton. Y eso fue lo que, precisamente, midió Eddington el día de aquel famoso eclipse.

En esta figura, podéis ver los datos originales de Eddington y los dos modelos (Einstein y Newton) usados en el ajuste. La figura ha sido rehecha por Daniel Tafoya, un colega mío de la Universidad de Chalmers:

Cerremos ahora este pequeño paréntesis y sigamos con el tema que nos ocupa:

El experimento de Eddington es uno de los «tests clásicos de la Relatividad General». Se basa en observaciones astronómicas, por lo que es imposible de controlar en un laboratorio. Además, hay que esperar a que haya un eclipse de Sol para poder medirlo. Pero, por suerte, hay otro test relacionado con el Sol que es completamente repetible y, además, mucho más preciso que el de Eddington:

Se trata de un test que inventó «mi abuelo académico» (el director de mi director de tesis), Irwin I. Shapiro, allá por la década de 1960. El experimento se basa en detectar lo que hoy conocemos como el «retraso de Shapiro», que puede medirse en señales radar interplanetarias.

La idea del «retraso de Shapiro» es preciosa: si un rayo de luz que pasa cerca del Sol está siendo afectado por la curvatura espacio-temporal, entonces no solamente se doblegará en el espacio, sino que también sentirá el efecto de cómo transcurre el tiempo en esas regiones.

Cuando nos acercamos a un cuerpo muy masivo, como el Sol, el tiempo en sus alrededores transcurre más lentamente que en la lejanía. Es como si la masa (y la energía) fuesen una especie de «repelente de tiempo». El caso extremo es el horizonte de sucesos de un agujero negro, donde el tiempo coordenado se congela por completo.

Por lo tanto, si un rayo de luz se acerca al Sol, «explorará» regiones del espacio donde el tiempo transcurre más lentamente, lo que implica que la velocidad de la luz (vista desde la lejanía) parecerá ser más lenta que lo que toca. ¡Ostras! ¿Pero esto no viola la Relatividad Especial, que asegura que la velocidad de la luz es siempre constante?

En efecto, la Relatividad impone que la velocidad de la luz en el vacío es una constante universal. Pero esto solamente es así cuando tal velocidad de mide de forma «correcta»; o sea, cuando usamos reglas y relojes que estén en la región del espacio donde se está propagando el rayo de luz.

Esto significa que la velocidad de la luz, medida con reglas y relojes situados lejos de la región donde se propaga el rayo, podrá ser más lenta… o incluso nula (!!!!), tal y como ocurre en el horizonte de sucesos de un agujero negro, visto desde la lejanía. Pero eso solo es un efecto de medir una velocidad usando reglas y cronómetros que, al estar lejos del rayo de luz, no reflejan las condiciones espaciales y temporales de forma correcta.

Ojo con esto: en la Relatividad General, cuando pretendemos medir la velocidad de algo de forma correcta, hemos de usar coordenadas espaciales y temporales «locales» (o sea, las propias del sitio por donde está viajando ese algo) y reflejen, por lo tanto, las condiciones de curvatura del lugar.

Que un rayo de luz parezca frenar (visto desde la lejanía) cuando se acerca a un cuerpo masivo como el Sol es un efecto relacionado con cómo «conectamos» las coordenadas espaciales y temporales entre distintos puntos de un espacio-tiempo curvado. Pero la luz, en sí misma, siempre viajará a «c».

Volvamos ahora al retraso de Shapiro. En efecto, Shapiro predijo que un rayo de luz que pasa cerca del Sol debe tardar un poquitín más en atravesar esa región comparado con el caso de la Gravitación de Newton, ya que en esas regiones el tiempo transcurre más despacio.

El retraso de Shapiro para rayos que pasan cerca del Sol es del orden de hasta unos pocos cientos de millonésimas de segundo… ¡Y estamos hablando de trayectorias de más de cien millones de kilómetros! ¿Es posible medir un efecto tan pequeñito de ralentización temporal?

Aunque parezca increíble, ¡puede hacerse! Y, como no, ¡eso es gracias a la Radioastronomía! Shapiro tuvo la brillantísima idea de lanzar señales de radio muy potentes en dirección a Venus y Mercurio, cuando estos planetas estaban casi ocultándose detrás del Sol.

Aquellas señales llegaron a los planetas, rebotaron y volvieron de regreso a la Tierra. Entonces, las técnicas interferométricas de radar permitieron medir, con una precisión de millonésimas de segundo, el tiempo que tardó la luz en realizar todo ese camino interplanetario.

Como no podía ser de otra forma, aquellos experimentos (y muchos otros que se hicieron cada vez con más sensibilidad y precisión) confirmaron este hecho tan maravilloso: efectivamente, la luz se «frena» un poquito cuando pasa cerca del Sol, debido a que el tiempo allá fluye de forma más lenta.

Hoy en día, el retraso de Shapiro se ha convertido en una potente herramienta en Radioastronomía. Lo aplicamos (en una versión corregida) en nuestros análisis de Astrometría y Geodesia y, además, se ha usado incluso para «pesar» estrellas de neutrones en sistemas binarios.

¿Qué os ha parecido? ¿A que la Radioastronomía mola? Algo que también me encanta de toda esta historia es que podamos enviar señales radar a través del espacio interplanetario y recibirlas de nuevo, como si estuviéramos jugando a una especie de «padel astronómico» con los planetas.

La idea de los «radares interplanetarios» es de poco después de la Segunda Guerra Mundial, cuando empezó a usarse la Luna como «espejo» en comunicaciones terrestres de larga distancia. ¡Wow! De hecho, esta hazaña aún la suelen hacer algunos radio-aficionados (que dispongan de buenos equipos).

Y hablando de usar la Luna como espejo de radio, ahora recuerdo un precioso proyecto que hizo el instituto ASTRON/JIVE (en los Países Bajos) hace ya bastantes años, coincidiendo con el aniversario de la misión Apollo 11, y que me emocionó cuando me hablaron de él:

Usaron el viejo radiotelescopio de Dwingeloo (en Holanda) para enviar a la Luna (por radar) distintas señales: desde audios de niños hablando hasta sus dibujos escaneados. Desconozco los detalles (me lo contaron hace mucho tiempo, durante una conferencia por aquellos lares):

Low-power EME world record

Imaginad las caritas de los críos cuando les decían (y veían con sus propios ojos) cómo sus voces y sus dibujitos se convertían en ondas de radio, viajaban hasta la Luna, volvían a la Tierra y eran «reconstruidos» de nuevo. ¿No se os saltan las lágrimas de pensarlo?

¡Lo que daría por haber experimentado algo como eso a la edad que tenían esos peques!

Y voy acabando ya. Espero que hayáis disfrutado esta entrada radioastronómica. Dentro de poco, os pasaré otra también muy interesante. ¡Manteneos a la radio-escucha!

¿Sabíais que la rotación de la Tierra se está frenando? Hace 500 millones de años, un día duraba poco más de 20 horas… y este proceso de frenado sigue su curso. ¡Cada milenio que pasa, los días duran un poquito más! Pero, ¿por qué ocurre esto? ¡En esta primera entrada de mi blog, lo veremos!

Antes que nada, debería contaros cómo podemos medir la duración del día con una precisión tan alta como para detectar este efecto. Esto se consigue, simplemente, midiendo la orientación de la Tierra con respecto a la posición de agujeros negros muy lejanos… ¿Cómooor?

Combinando cientos de cuásares (agujeros negros supermasivos muy lejanos), podemos definir el llamado «Sistema Celeste Internacional» (ICRF). Como estos agujeros negros, a distancias tan remotas, están prácticamente fijos en el cielo, referir cualquier movimiento celeste a ellos es lo más parecido que tenemos a usar un «observador cosmológico» que no haya acelerado nunca (o al que no hayan «empujado» nunca para girar), desde que existe el Universo.

Por otra parte, tenemos el llamado «Sistema Terrestre Internacional» (ITRF), en el que se define (simplificando un poco) la corteza terrestre. La relación entre el ITRF y el ICRF nos dice cómo gira la Tierra respecto del ICRF (que sería un sistema sin NINGUNA rotación).

Pues bien, existe una técnica radioastronómica llamada VLBI (de la que ya hablaremos) que nos permite encontrar la relación exacta entre el ITRF y el ICRF (los llamados «Parámetros de Orientación Terrestre», EOP). VLBI es la ÚNICA técnica capaz de hacer esto.

La relación exacta entre el ITRF y el ICRF guarda en sus entrañas un montón de información sobre nuestro planeta: desde la deriva de los continentes hasta los efectos gravitatorios de la Luna y algunos fenómenos extraños que sabemos que ocurren en el núcleo terrestre.

Y ahora, volvamos a la tema que nos ocupa: hay muchos fenómenos que afectan a la duración del día (y necesitaría una entrada de blog demasiado larga para explicarlos todos), pero hay uno en particular que ha estado frenando a la Tierra, sin prisa pero sin pausa, casi desde que existe nuestro planeta.

¿Nunca os habéis preguntado por qué la Luna nos muestra siempre su misma cara? Eso se debe a que la gravedad de la Tierra la obliga a «alargarse» un poquito en nuestra dirección (un efecto de las llamadas «fuerzas de marea»). Cuando, en el pasado remoto, la Luna giraba más rápido que ahora (mostrándonos una cara cambiante) no dejaba de deformarse para mantenerse «alargada» hacia la Tierra. Eso causaba fricciones internas en la Luna que disipaban su energía de rotación y la iban frenando poco a poco.

Este proceso de frenado se detuvo en el momento en que la Luna dejó de deformarse en su rotación (o sea, cuando su rotación se sincronizó perfectamente con su órbita, pasando a mostrarnos siempre una misma cara). ¡Pero atención, porque la gravedad actúa en ambos sentidos! Así es, señoras y señores: la Luna le está haciendo a la Tierra, muy lentamente, lo mismo que la Tierra ya le hizo a ella. La venganza se sirve en plato frío. La Luna no solo atrae a los océanos (produciendo las mareas), sino que también deforma a la propia corteza terrestre (alrededor de un metro). Entre eso y las mareas, la Luna obliga a la Tierra a disipar energía, frenándola poco a poco, tal y como la Tierra hizo con ella.

Si le dieramos tiempo suficiente (algo que no tendrá, ya que antes acabará el Sol con la Tierra), la Luna acabaría obligando a la Tierra a mostrarle también una misma cara: Tierra y Luna bailarían entonces un vals sin fín, sin apartarse jamás la mirada (qué romántico, ¿no?).

La Luna alarga los días unas pocas milésimas de segundo por siglo (por favor, reflexionad un poco lo que acabáis de leer). ¡Y ese efecto minúsculo puede medirse perfectamente con VLBI! Además, hay un efecto secundario de todo esto que también es muy interesante: La rotación de la Tierra, combinada con las mareas de la Luna, produce un efecto que (además de frenar la rotación terrestre) está alejando a la Luna de nosotros, a un ritmo de unos dos centímetros cada año; algo que también podemos medir con mucha precisión. ¿Cómo?

Pues gracias a «ecos láser» lanzados desde la Tierra, que son reflejados en unos espejos ortogonales especiales que la misión Apollo de la NASA colocó en la superficie lunar. Midiendo el tiempo de vuelo de rayos láser lanzados a esos espejos, medimos su distancia con precisión.

Un detalle que me he callado es que, hoy en día, hay otro efecto que tiende a contrarrestar al de la Luna, ayudando a la Tierra a tratar de «mantener el ritmo» de su rotación. Se trata del llamado «rebote post-glacial». ¡Seguid leyendo!

El peso del hielo boreal, que cubría casi todo el hemisferio norte en la última Edad de Hielo, deformó a la Tierra, ensanchándola por el ecuador. Ya cuando llegó el deshielo, todo ese peso se liberó, el proceso se invirtió y la Tierra empezó a «apepinarse» y reacelerarse.

Ese apepinamiento sigue ocurriendo hoy en día (y podemos medirlo perfectamente en el ITRF; mirad la figura adjunta), y ayuda un poquito a la Tierra a no frenarse tanto. El efecto es similar a lo que ocurre con un patinador sobre hielo cuando pliega los brazos mientras gira.

Como veis, la Radioastronomía (y especialmente, mi querida VLBI) no solo nos permite estudiar el Universo, sino también conocer a fondo nuestro propio planeta.

No me gustaría acabar esta entrada del blog sin hablaros también sobre algo relacionado con este tema que me ha entristecido bastante:

Como la Tierra está frenando, el «tiempo astronómico» (UT1, que mide el movimiento del Sol y las estrellas) se va desfasando respecto del «tiempo atómico» (UTC, que marca siempre el mismo ritmo). Hasta ahora, cuando la diferencia acumulada entre los dos tiempos se acercaba a un segundo, los países añadían un segundo extra a la hora UTC (normalmente, a final de año) para mantener a ambos tiempos lo más sincronizados posible.

No obstante, por un reciente acuerdo internacional, dentro de poco dejarán de añadirse segundos extra a la hora UTC. Y así estaremos durante muchísimos años (quizá más de un siglo). O sea, que el tiempo astronómico se irá alejando de nuestra hora civil, por primera vez desde que los humanos inventamos la medición del tiempo.

Así es. UT1 (y el movimiento de las estrellas con él) se irá alejando lentamente de nuestros relojes, como una barca a la deriva. No obstante, esta diferencia no se alargará de forma indefinida, sino hasta un desfase máximo (del orden del minuto).

Otro tema interesante es que, debido al deshielo acelerado y a la pérdida de humedad en el Hemisferio Norte, el efecto del rebote post-glacial se ha exagerado en los últimos años, llegando incluso a acelerar de forma neta a la rotación de la Tierra (venciendo, por tanto, al efecto de la Luna).

Y hasta aquí mi primera entrada del blog. Espero que la hayáis disfrutado. ¡Hasta la próxima!