Nuestra idea sobre «el vacío» ha cambiado mucho en las últimas décadas. De hecho, tal y como hoy lo entendemos, el vacío está lleno. Pero ¿lleno de qué? ¿Qué es el vacío? ¿Cómo surge la Radiación de Hawking en agujeros negros? ¿Qué es la nada?

En esta nueva entrada del blog, hablaremos sobre algunas ideas chulísimas de la Teoría Cuántica de Campos (QFT, para los amigos), el lienzo sobre el que se han pintado los cuadros más exitosos de la Física Moderna. Más que una mera teoría, QFT es una «máquina de hacer teorías». Es el marco común con el que hemos conseguido unificar tres de las cuatro interacciones básicas de la Naturaleza. No está de más conocer (aunque sea de forma básica) algunos de sus entresijos, ¿no? ¡Vamos a ello!

Primero, debo presentaros a un viejo amigo de la Física: el Oscilador Armónico. Está en tooodas partes (¡hasta es un podcast chulísimo, el Oscilador Armónico!). En su versión cuántica, el oscilador armónico está condenado a no poder detenerse nunca (de lo contrario, violaría el Principio de Incertidumbre, ¿verdad?)

 

Según la QFT, todo el espacio vacío está permeado por «campos cuánticos». Estos campos son entidades extensas, formadas por una infinidad de minúsculos osciladores cuánticos acoplados. En el vacío, esos osciladores tienen su mínima energía posible.

 

OJO, porque esto que os estoy contando es una simplificación. En la QFT «de verdad», hacemos un paso al límite llamado «segunda cuantización», de la que no hablaremos aquí. Pero sigamos con el tema, porque vienen cosas muy chulas. Como esos infinitos «osciladorcitos» no pueden estarse quietos, su energía mínima no es cero, lo que significa que la energía total de un campo cuántico… ES INFINITA. Este es el primero de los infinitos que surgen en QFT (y el más fácil de salvar, pero no en esta entrada del blog; esa es una historia que se deberá contar en otra ocasión).

Cuando los «osciladorcitos» de un campo se excitan, esas excitaciones se ven como «partículas». O sea, que los electrones (por ejemplo) no son más que diferentes excitaciones de un único «campo electrón». Y estas excitaciones se mueven «pasando» de un osciladorcito a otro.

Para hacer cálculos en QFT, usamos herramientas llamadas «operadores cuánticos», que «actúan» (matemáticamente hablando) sobre los estados de los campos y nos «devuelven» la predicción de cualquier cosa que queramos medir. Un operador muy chulo es el «Operador Número». Ese operador nos dice cuántas partículas reales hay en un campo determinado (por ejemplo, cuántos electrones tenemos). Si aplicamos el Operador Número al vacío, el resultado es… ¡CERO! O sea, que en el vacío no hay partículas reales.

¡Pero eso no significa que no haya partículas! La energía del vacío (esa energía no nula que deben tener los campos) permite que, continuamente, estén apareciendo y esfumándose excitaciones (o sea, partículas) durante tiempos muy cortos. Esas son las partículas virtuales.

Hay incluso partículas virtuales que existen en «bucles cerrados», algo que siempre me ha fascinado cuando me he puesto a reflexionar sobre ello. Un símil para los fans de Regreso al Futuro: ¿quién compuso la famosa canción de Chuck Berry?

¡Abrochaos los cinturones, porque ahora viene algo muy fuerte! Espero que mi nivel divulgativo esté a la altura de la belleza de lo que estoy a punto de explicaros. ¡Viene algo brutal!

El espacio y el vacío cuántico van cogidos de la mano. En tanto en cuanto en un espacio pueda haber partículas (y eso será así en todo espacio que se precie), necesariamente deberá haber campos cuánticos «llenándolo todo» (ya que, como recordarás, las partículas no son más que la excitación de los campos).

Si ahora cambiamos (o sea, estiramos o curvamos) el espacio-tiempo donde existe el vacío, cambiará también su Operador Número, lo que podría producir… ¡partículas REALES a partir del vacío! O sea, ¡que estirando el espacio podemos «crear algo» a partir de «la nada»! ¿Y de dónde sale la energía para que esas partículas reales puedan ser arrancadas del vacío? Pues del mecanismo que esté produciendo ese estiramiento del espacio-tiempo. De ahí es de donde el vacío «drena energía» para producir partículas reales.

Imaginemos una nube de gas que colapsa directamente a un agujero negro. El espacio-tiempo cerca del horizonte de sucesos es muy distinto entre antes y después de nacer el agujero. Por lo tanto, el nuevo Operador Número nos dará muchas partículas reales creadas rozando el horizonte.

Esas partículas escaparán de allá y, desde lejos, las veremos como un tenue y constante flujo de radiación (constante, porque el tiempo está prácticamente congelado en el lugar de donde proviene esa radiación). Tendremos, pues, ante nosotros, la famosísima Radiación de Hawking.

En su famoso libro «Historia del Tiempo», Hawking describió genialmente cómo nace esa radiación, pero sin necesidad de hablar de «operadores número» actuando sobre estados de vacío en espacios de Fock. No obstante, esta otra descripción también mola mucho.

Hay otras formas de «jugar» con el vacío para producir partículas reales. Una muy fácil, y que podéis hacer ahora mismo, es, simplemente, acelerar. Al hacerlo, vuestro Operador Número predice la aparición de una radiación, llamada «de Unruh«, que es prima-hermana de la de Hawking.

Ojo, he dicho «prima-hermana» (no son lo mismo, aunque están relacionadas). Si pisas el acelerador de tu coche, mientras dure la aceleración, se estará invirtiendo una ínfima cantidad de energía en «arrancar partículas» al vacío, que solo tú (el sistema acelerado) podrás detectar.

¡Qué bonita es la Teoría Cuántica de Campos! ¡Y aún hay muchísimo más que contar sobre el vacío cuántico! Lamentablemente, daría para una entrada de blog demasiado larga. Habrá que dosificar la información. ¡Hasta la próxima!

 

¡Ostras! ¡Hace ya bastante tiempo que no publico en el blog! Entre las clases y los proyectos de investigación, lo tengo bastante abandonado.

En esta nueva entrada, voy a proponeros un experimento muy interesante. ¿Sabíais que vuestro oído funciona de forma similar al instrumento que usamos para fotografiar agujeros negros? ¡Sí, así es! Vuestro oído es como un pequeño Event Horizon Telescope, salvando las (grandes) distancias y algún que otro detallito. ¿Que no sabéis de qué os estoy hablando? Pues os lo voy a explicar a través de un experimento que os dejará boquiabiertos y que podéis hacer AHORA MISMO con unos auriculares. ¡Vamos allá!

 

En este enlace, podéis encontrar una pequeña grabación que he preparado especialmente para vosotros:

https://mural.uv.es/imarvi/Videos/TEST_GG.mp4

 

Cargad la grabación (si vuestro navegador no la reproduce, deberéis descargárosla) y seguid los siguientes pasos:

1. Escuchad el audio solamente con el auricular izquierdo. Oiréis un ruido constante; uniforme.
2. Repetid la escucha con el auricular derecho. Solamente el derecho. Oiréis básicamente lo mismo, un suave ruido constante.
3. Y ahora es cuando viene la magia. ¡Escuchad el audio con ambos oídos y preparaos para un ligero mareo!

Como el ruido de cada auricular es constante (recordad los pasos 1 y 2 del experimento), ese «batir» que oís en vuestra cabeza cuando usáis ambos oídos NO puede venir de los propios auriculares. ¡O sea, que se está generando DENTRO de vuestro cerebro! ¡Esa es la única explicación! ¡Pensadlo bien!

El audio que estáis escuchando es un ejemplo de «sonido binaural», que he generado a partir de ruido blanco añadiendo un minúsculo «efecto Doppler artificial» entre ambos canales.

Pues bien, los telescopios VLBI, con los que fotografiamos agujeros negros, hacen básicamente lo mismo, pero observando con ondas de radio y usando muchas más «orejas» (¡separadas por miles de kilómetros!). Con esas «orejas de radio», medimos el retraso de las señales que llegan a distintos puntos de la Tierra desde el espacio exterior… y con precisiones de hasta billonésimas de segundo.

 

 

¡Y no solo eso! Imaginad que oís a varias personas hablando a la vez. Si cerráis los ojos y os concentráis en cada una, vuestro cerebro podrá identificar la posición de cada hablante por separado. ¡Y justo eso mismo hacemos para reconstruir imágenes de agujeros negros!

Suponed que la imagen de un agujero negro está formada por muchas fuentes puntuales. Todas juntas, «hablando» a la vez, generan la emisión radio que llega a la Tierra. Pues bien, el EHT mide los retrasos diferenciales entre esas fuentecitas al nivel de unos pocos femtosegundos.

¡Eso es la mil-billonésima parte de un segundo! Tal proeza se la debemos a una herramienta matemática muy útil llamada «Transformada de Fourier», con la que podemos separar a los distintos «hablantes» que forman la imagen del agujero negro. ¿A que la Radioastronomía mola?

Así que ya sabéis: si alguna vez volvéis a pensar que no se os dan bien las mates, acordáos de que vuestro cerebro está correlacionando datos y calculando senos y cosenos continuamente, en tiempo real, mientras lo pensáis.

 

¿Me acompañáis a un tour por uno de los radiotelescopios más emblemáticos del mundo? ¡Venga! Voy a explicaros algunas cosas sobre el VLA (Very Large Array) del Observatorio Nacional de Radioastronomía de Estados Unidos, el NRAO.

He tenido la suerte de visitar el VLA algunas veces durante mi carrera, y en todas ellas he vuelto a casa un poco más enamorado de la Radioastronomía. Aquí me tenéis en mi primera vez, en una época en la que aún no existían ni twitter, ni facebook, ni los teléfonos inteligentes.

Las antenas del VLA observan todas juntas, formando lo que llamamos un «interferómetro», con el que podemos emular un único telescopio de tamaño similar al ocupado por todas las antenas. Además, el VLA no es estático, sino que las posiciones de las antenas se pueden cambiar. ¡Wow!

Entre las antenas, hay vías por las que circulan unos vehículos especiales que las van moviendo de sitio para generar distintas «configuraciones interferométricas». Desde la más compacta (con las antenas más juntas) a la más extensa, que es la que aporta imágenes más nítidas.

Fijaos qué foto más impactante. Ahí es donde hacen el mantenimiento y las reparaciones de las antenas. Tened en cuenta que estas preciosidades tienen un diámetro de 25 metros.

La primera vez que visité el VLA, pude ver los prototipos de dos antenas de ALMA que se estaban poniendo a prueba. Me parece que uno de esos prototipos es, actualmente, el Telescopio de Groenlandia (GLT), que es miembro del EHT y de la GMVA. ¡Quién me lo iba a decir en aquel momento!

¡Venga, vamos a entrar a una de las antenas del VLA! Aquí tenéis una vista desde abajo, donde se aprecia uno de los puntos de anclaje. Todo el cableado va bajo tierra hasta el correlador, donde se sintetiza en tiempo real ese «supertelescopio».

Una vez dentro, (esta es la parte inferior), la escena se hace un pelín agobiante, con tanto cable, placas, chips y ordenadores.

¡Sigamos subiendo!

Un poco más arriba nos encontramos con el motor de elevación. Al igual que el de acimut, es extraordinariamente preciso, además de relativamente rápido. Estas antenas son maravillosas.

En estos momentos, nos encontramos justo debajo del «plato» principal. Esas bocinas que véis son receptores sensibles a distintas frecuencias. El VLA usa una estrategia parecida a la de ALMA para poder cambiar de frecuencia de observación de forma muy ágil.

Básicamente, la luz llega al plato principal y se dirige al reflector secundario (situado más arriba). Entonces, dependiendo de cómo se oriente este reflector, la luz acabará llegando a un receptor distinto. Podemos cambiar receptor cada medio minuto, permitiendo experimentos muy interesantes. Podéis ver esto de forma esquemática en la animación de aquí abajo.

¡Y ahora viene la parte más bonita! ¡Subiremos al plato principal!

¡Precioso! Mirad las bocinas de los distintos receptores. Las más grandes corresponden a las longitudes de onda más largas (o sea, las frecuencias más bajas).

¡Bonitas vistas desde allá arriba!

Si habéis visto la peli de «Contact», seguro que esta Sala de Control os es familiar. Si el tiempo me lo permite, en el futuro puedo prepararos algunas entradas más en el blog sobre esos telescopios que hay fotografiados en la pared de la Sala de Control:

¡Qué lujazo fue tener al mismísimo Barry G. Clark explicándonos el antiguo correlador del VLA! Ahora tienen uno nuevo (un maquinón formidable, llamado «WIDAR»).

Muy cerquita de allí, tenemos la «Red de Demostración de Onda Larga» (LWDA), parte de un proyecto más grande (la LWA), que podríamos considerar una «versión light» del SKA-low para el hemisferio norte.

A modo de curiosidad, el sistema que controla ese tinglado se llama, si no recuerdo mal, «SkyNet». ¡Mira que nos gusta el riesgo a los radioastrónomos!

¡Y se acabó la visita! Me he dejado un montón de cosas en el tintero, pero tampoco se puede estirar tanto una entrada de blog. Ya es hora de volver a Socorro, para cenarnos unos tacos en el «El Chili Enrollado».
Country roads, take me home!

Si queréis saber más, podéis encontrar un montón de información extra en la página web de NRAO:

Web del National Radio Astronomy Observatory

… ¡Y no olvidéis tener cuidado con las serpientes!

¡Lo hemos hecho! Hemos encontrado «el eslabón perdido» de la Astrofísica Observacional de agujeros negros: el nexo que une el corazón de un agujero negro (su «sombra») con el chorro relativista que, de una forma fascinante, escapa de allí casi a la velocidad de la luz. ¡Vamos a ver de qué va esto!

Este fantástico resultado, que se publica hoy en la revista Nature, es la cumbre de años de trabajo de un fabuloso equipo de VLBI, liderado por RuSen Lu (Univ. de Shanghai), en el que tengo la fortuna de encontrarme. Esta nueva imagen es un complemento ideal de la que se publicó, en 2019, por parte del Telescopio de Horizonte de Sucesos (el «EHT», por sus siglas en inglés). ¡Las dos imágenes, juntas, nos aportan mucha información sobre lo que está ocurriendo cerca del horizonte de sucesos!

¿Por qué este resultado es tan importante? Durante décadas, el modelo más aceptado de Núcleo Activo de Galaxia (AGN) es el de un agujero negro supermasivo, que traga material a través de un «disco de acreción», expulsando parte de dicho material a través de un «chorro relativista». Hasta ahora, no teníamos una imagen directa del nexo de unión entre el disco y el chorro, habiendo varias cuestiones abiertas: ¿Ese chorro nace cerca del horizonte de sucesos o más lejos, en el disco? ¿De dónde sale la energía para expulsar ese material a tan altas velocidades?

Y ahora, por fin, tenemos una imagen donde se ve, de forma directa, el maravilloso nexo entre la sombra de un agujero negro supermasivo y su chorro relativista asociado. ¡Estamos viendo la luz que nos llega del potente motor que hay en el mismísimo «corazón de la bestia»!

La imagen de M87* del EHT nos muestra un anillo de luz, originado (en buena parte) por rayos que estuvieron orbitando al agujero negro. Esa imagen está un poco «contaminada» por el disco de acreción. Pero, ¿por qué no vemos también el chorro relativista en la imagen del EHT?

La respuesta es complicada. Por una parte, el EHT tiene «demasiada resolución» para ver el chorro, que es muy extenso. Por otra, ese chorro brilla muy poco a la frecuencia a la que observa el EHT; brilla mucho más a frecuencias más bajas, al igual que el propio disco de acreción.

Cada parte de M87* domina a diferentes frecuencias. Para ver mejor disco y chorro, debemos ir a frecuencias bajas, y si queremos ver mejor el anillo, ir a frecuencias altas. De hecho, este año el EHT ha observado a una frecuencia un 50% mayor que la del 2019. ¡Saldrá un anillo precioso!

El anillo del EHT, hecho de la luz que orbita al agujero negro, nos habla de la curvatura espacio-temporal cerca del horizonte (o sea, nos permite poner a prueba la Relatividad General). No obstante, el disco y el chorro nos hablan de cómo se comporta el plasma en esa región (o sea, la «Magnetohidrodinámica Relativista»).

Así pues, si observamos M87* a frecuencias más bajas que las del EHT, pero manteniendo una resolución casi tan alta como la suya, podremos cazar varios pájaros de un tiro: veremos sombra, disco y chorro, todo en una misma imagen. Pero ¿hay algún instrumento capaz de hacer esto?

¡La respuesta es sí! Se trata de la Red Global de VLBI milimétrico (GMVA), que en estas observaciones contó con dos aliados fundamentales: el telescopio ALMA y el Gran Telescopio de Groenlandia (GLT). En ambos casos, mis algoritmos de calibración ayudaron a su inclusión en la Red.

Imaginad nuestras caras de alegría cuando vimos que, con la sensibilidad y la resolución extra que nos dan ALMA y el GLT, estas observaciones nos permitieron ver… ¡una sombra central en M87*, al igual que con el EHT!… ¡Pero con el fantástico añadido extra del chorro relativista!

El anillo que vemos con el EHT, rodeando la sombra, nos habla mayormente del anillo de fotones (¡Relatividad General!), mientras que la imagen de la GMVA (mostrada en verde en esta animación) también nos da mucha emisión del disco y el nacimiento del chorro (¡Magnetohidrodinámica Relativista!).

Un resultado curioso es que la imagen central que vemos con la GMVA es más grande que la del EHT. Esto se debe a un fenómeno llamado «autoabsorción», que hace que la parte interna del disco sea como una «pared», que no deja escapar a su propia radiación, a la frecuencia de la GMVA.

Así pues, la parte central, donde se encuentra el anillo fotonesférico, se ve mejor a frecuencias altas, como la del EHT. La imagen de la GMVA casi no contiene brillo de la fotonesfera, sino que está dominada por la emisión de la parte del disco que no está «autoabsorbida».

Otro resultado curioso es que el chorro no es uniforme en toda su extensión, sino que parece estar formado por tres componentes estrechas: una central (que llamamos «espina») y dos a los estremos (el «borde»). Esto nos da mucha información sobre el mecanismo de producción del chorro.

Esta estructura «triple» nos indica, por ejemplo, que el agujero negro tiene una rotación nada despreciable (puede que más de la mitad de su máximo permitido) y que el chorro está producido, seguramente, por el llamado «mecanismo de Blandford-Znajek» (BZ). Ahora os cuento:

Según el mecanismo BZ (el que creemos que está teniendo lugar en M87*), cuando un campo magnético permea la «ergosfera» de un agujero negro (la región donde el espacio es «arrastrado» por la rotación del agujero, a velocidades superlumínicas para observadores distantes) puede succionar energía del agujero negro (es como si el espacio, al ser «arrastrado» por el agujero negro, fuese un conductor que transfiere energía desde el agujero hasta el campo magnético) e inyectarla en la materia que está cayendo por allá, permitiendo que ésta escape formando el famoso chorro.

El mecanismo BZ predice una forma para la base del chorro, pero ésta difiere un poco de la de la imagen de la GMVA. ¡Parece que la realidad no encaja del todo con el mecanismo BZ! Una posible explicación serían «vientos», debidos al disco o a la corona, que podrían deformar el chorro.

Estos vientos también pueden jugar un papel en la colimación del chorro en esta región crítica, tan cercana al agujero negro. En cualquier caso, esta interpretación deberá corroborarse con observaciones futuras. ¿Qué? ¿Cómo os habéis quedado? ¿A que la Radioastronomía mola?

¡Hasta luego!

¡El tiempo vuela! Han pasado 4 años desde que la Colaboración Event Horizon Telescope (EHT, el Telescopio de Horizonte de Sucesos) mostró al mundo la primera imagen de un agujero negro. Una publicación histórica, de la que tengo la enorme fortuna de ser coautor ¡Es todo un orgullo formar parte de este fabuloso equipo!

Estas efemérides se merecen una entrada en el blog. ¿Qué nos muestra realmente esta imagen? ¿Qué hemos aprendido de ella? En estas líneas que siguen, trataré de ahondar un poquito en estas preguntas.

Esta es la primera imagen de las inmediaciones de un horizonte de sucesos. Es una confirmación directa de que en el Universo existen objetos de gravedad tan extrema, que pueden doblegar las trayectorias de la luz hasta obligarla a orbitar a su alrededor. Imaginad. ¡Órbitas hechas de luz! No de planetas ni asteroides… sino de rayos de luz.

La región del espacio donde existen esas órbitas hechas de luz es lo que llamamos la «fotonesfera» del agujero negro. No debéis confundir esto con una «fotosfera», que tiene un significado muy diferente en Astronomía: una fotosfera es la región donde se produce (mayormente) la luz que recibimos de un astro.

La luz que orbita un agujero negro lo hace de forma inestable. Este tipo de «órbitas inestables» no existen en la Mecánica Newtoniana. Básicamente, si perturbamos (o sea, damos un empujoncito) un cuerpo con una órbita circular, el cuerpo pasará a tener una órbita elíptica muy parecida a la circular que tenía originalmente. No obstante, en una órbita cerrada inestable, cualquier perturbación acabará, al poco tiempo, rompiéndola por completo. Eso significa que esas órbitas lumínicas pueden quebrarse en cualquier momento, dejando escapar a los rayos de luz que había allí atrapados, para que comiencen una eterna odisea vagando por el espacio intergaláctico.

Algunos de esos afortunados rayos de luz se dirigirán rumbo a la Tierra, llevando codificada en sus entrañas la información necesaria para que el Event Horizon Telescope (EHT) pueda reconstruir la imagen de aquel lugar donde estuvieron atrapados más de 50 millones de años atrás.

La imagen se compone de dos partes: una viene directamente del disco de materia que alimenta al agujero negro (el «disco de acrecimiento»). La otra viene del anillo de luz formado por los rayos de la fotonesfera que rompieron sus órbitas alrededor de ese abismal pozo gravitatorio.

Midiendo el tamaño del anillo (y conociendo la masa de M87* y su distancia a la Tierra), podemos poner a prueba las predicciones más salvajes de la Relatividad General: las que nos dicen cómo se mueve la luz cerca del horizonte de sucesos; esa frontera del espacio y del tiempo.

No obstante, dependiendo del modelo usado en los ajustes, el anillo de luz que hay en la imagen de M87* sólo representa entre el 10 y el 50% de la imagen total; el resto de la emisión que vemos es «contaminación», debida a la emisión directa del disco de acrecimiento.

Eso complica un poco las cosas, siendo una importante fuente de incertidumbre en la medida del tamaño del anillo. Hay varias formas de disminuir ese error (esa «contaminación» del disco). En un par de semanas, os hablaré de la mejor de ellas, junto con unos resultados espectaculares que estamos a puntito de publicar.

Una forma de minimizar el efecto del disco y obtener la señal pura del anillo es imponer (usando técnicas estadísticas avanzadas) que *debe* haber un anillo de luz en los datos del EHT. O sea, que la imagen obtenida ya no será completamente agnóstica a la Relatividad General.

Aunque la imagen publicada por el EHT no presupone absolutamente nada sobre la Relatividad (por lo que es un «test puro» de la misma), podemos «imponer» la existencia del anillo para exprimir al máximo los datos… El precio es que los test resultantes ya no serán «puros».

El resultado de ese análisis fue un precioso artículo del que fui co-firmante: Broderick et al. (2022), donde mostramos la imagen súper-resuelta del anillo, dominado por los fotones que orbitaron por detrás del agujero antes de iniciar su camino a la Tierra (esos fotones forman lo que llamamos «la componente n=1» del anillo).

Curiosamente, lo que para unas tareas es ruido (el disco de acrecimiento, que no nos deja ver bien el anillo), para otras tareas es justamente la señal que buscas. Un ejemplo es la imagen polarizada de M87*, donde la emisión del disco imprime una preciosa estructura espiral con un montón de información.

Lo que vemos en esa imagen polarizada es la huella dactilar de la interacción directa entre materia, luz, magnetismo, espacio y tiempo. ¡Todo a la vez y en todas partes! Esa espiral polarizada nos dice que hay un campo magnético polar atravesando el disco y la ergosfera de M87* (la ergosfera es una región donde la rotación del agujero negro arrastra consigo al espacio, obligándolo a «moverse» a velocidades súper-lumínicas).

Ese campo ayuda a producir un fantástico chorro de plasma que surge de allí. Pero ¿cómo se forma ese chorro? ¿Podemos decir algo sobre la creación de antimateria por esos lares? Son preguntas que iremos atacando poco a poco en el EHT. ¡Manteneos a la escucha!

Y lo voy dejando por hoy. ¡Nos vemos en la siguiente entrada del blog!

Acabo de prepararos la última entrada sobre mi visita a Metsähovi. Una que seguro que nos os dejará indiferentes. ¿Sabíais que en la actualidad podemos medir la distancia Tierra-Luna (y las distancias a satélites artificiales) con una precisión de un milímetro? ¿Cómo se hace esto? ¿Y para qué sirve? ¡Vamos a ello!

Antes de empezar, os hablaré de unos dispositivos ópticos muy curiosos, de los que seguramente llevaréis algunos en vuestras bicis o cascos; unos dispositivos que, aunque son muy sencillos de entender y construir, hacen posible esta proeza: me refiero a los «retroreflectores».

Un retroreflector es un tipo de espejo que tiene la propiedad de reflejar los rayos de luz… justo en la misma dirección desde donde vinieron. ¡¿Cómooor?! Pero ¿esto no contradice a la famosa «ley de la reflexión» de Fermat? ¿Cómo puede haber espejos que violen esta ley?

En un espejo normal, si te pones frente a él al lado de un amigo, cada uno podrá ver el reflejo del otro. Variando la dirección en la que miran vuestros ojos, también podréis ver el pelo de vuestro amigo, su ropa, zapatos, etc.

No obstante, si os ponéis frente a un retroreflector, cada uno de vosotros solamente podrá ver sus propios ojos. No habrá forma de ver nada que no sean vuestros propios ojos, miréis en la dirección en la que miréis en la superficie retroreflectora. Curioso, ¿verdad?

Una forma de hacer un retroreflector es con tres espejitos puestos en direcciones perpendiculares, tal y como veis en la animación de abajo. Fijáos como los rayos de luz vuelven exactamente por donde vinieron. Siempre. Hay otros diseños posibles, como combinando lentes y espejitos.

Aquí tenéis fotos de unos retroreflectores de microondas que hay en el Observatorio de Metsahovi. Se usan para que los satélites de teledetección puedan alinear sus medidas con posiciones exactas en la Tierra (son como «faros», para que los satélites sepan dónde están mirando).

Puede que los retroreflectores más famosos del mundo sean los que se encuentran en la superficie de la Luna, llevados allí por los astronautas de la misión Apollo de la NASA. Aquí tenéis una foto de estos dispositivos, recién instalados. ¿Por qué los pusieron allí?

Pues para poder enviar rayos láser desde la Tierra y recibirlos siempre de vuelta, independientemente del lugar del mundo desde donde se envíen. De esa forma, midiendo el tiempo que pasa entre la emisión y la recepción, puede medirse con precisión la distancia a esos espejos lunares.

Gracias a esos espejos, hemos podido medir cómo la Luna se está alejando de la Tierra, a razón de 3.8 centímetros por año. En otra entrada es este blog os hablé de este fenómeno y de cómo se relaciona con la lenta variación en la duración de los días. Pero sigamos hablando de lo que toca hoy.

Además de en la Luna, también hay satélites artificiales con retroreflectores. El objetivo es lanzar rayos láser desde la Tierra para medir la distancia a ellos. Si medimos el tiempo de vuelo del rayo con precisión de billonésimas de segundo, mediremos esas distancias al milímetro.

La tecnología usada para estas medidas es formidable. Hace falta generar un rayo láser potentísimo, y con un control de tiempo al nivel de billonésimas de segundo. Ese láser se envía al espacio a través de un telescopio (ya véis; ¡en lugar de recibir luz, esta vez la emite!).

Cuando la luz llega al satélite, el retroreflector la envía de nuevo al telescopio que, esta vez, entra en modo normal (observación) para recibir los pocos fotones que hayan sobrevivido a todo el viaje de ida y vuelta, midiendo su tiempo de llegada con un reloj atómico.

Estos telescopios (que actúan como emisor y receptor del láser) deben tener unas monturas muy precisas, para poder «cazar» y seguir a los satélites que pasen por el cielo del observatorio. Pueden apuntar a los satélite con un segundo de arco de precisión, sin requerir calibración.

Bueno, ¿y qué ganamos midiendo distancias a satélites con esta precisión? Esta tecnología, llamada «SLR» (Satellite Laser Ranging) permite medir el campo gravitatorio de la Tierra con finísimo detalle, detectando incluso posibles anomalías en la posición del Centro de la Tierra.

Fijáos que el centro geométrico del geoide terrestre no tiene por qué coincidir con el centro de masas (CM) de la Tierra. De hecho, la diferencia entre ambos puntos está contínuamente cambiando con el tiempo. Y la técnica SLR es ideal para detectar ese efecto, en el que influyen factores como la deriva continental, las mareas y las corrientes internas de magma.

Para estudiar la gravedad de la Tierra con este nivel de detalle, descomponemos matemáticamente nuestro planeta en los llamados «armónicos esféricos», con los que podemos hacer nuestros cálculos gravitatorios de forma sencilla.

Estos armónicos esféricos son los mismos que podéis ver en un libro de Química que hable de los orbitales atómicos. ¡Las Matemáticas son Poesía! Las funciones con las que describimos la estructura atómica pueden usarse para modelar la estructura de nuestro planeta ¡Y mucho más!

Estos armónicos esféricos tienen, además, propiedades que los hacen muy útiles en Geodesia y, particularmente, en SLR. Por ejemplo, los efectos de marea producidos por la Luna pueden estudiarse de manera más fácil si los descomponemos usando estas mismas funciones. Los coeficientes de esta descomposición (que aportan mucha información sobre la elasticidad de nuestro planeta) reciben el bonito nombre de «números de Love» (y no porque los midiera Cupido, sino porque la persona que los definió tenía ese interesante apellido).

Pues ya lo veis: con el SLR, podemos medir la gravedad de la Tierra y sus variaciones con precisiones extraordinariamente altas. Incluso podemos detectar efectos post-newtonianos (relativistas). ¡Y no os imagináis la de cosas que se aprenden midiendo nuestro planeta con tanto detalle!

¡Hola de nuevo! En esta entrada os mostraré algunos detalles y curiosidades sobre cómo es un radiotelescopio por dentro. En concreto, este que estáis viendo en la foto de abajo, la antena del sistema VGOS, en el Observatorio Radioastronómico de Metsähovi.

Estas antenas reflejan la diferencia entre astrónomos y geódetas: mientras unos queremos las antenas grandes para captar fuentes débiles, los otros las quieren pequeñas y rápidas, ya que cuantas más fuentes se observen en menos tiempo, mejor se modela el movimiento de la Tierra.

¿Véis la puertecita en la parte inferior de la montura? ¡Pues por ahí vamos a entrar! En el interior de la montura hay dos habitáculos: uno asociado con el eje de azimuth (movimiento de la antena en la dirección izquierda-derecha) y el otro (el «piso de arriba»), asociado al eje de elevación.

En la cabinita de abajo tenemos los motores de azimut y algunos controles.

Tomamos ahora la escalerilla que nos lleva a la parte de arriba, donde nos aguarda una pequeña sorpresa: ¡el punto de referencia geodésica del telescopio!

El punto donde se cruzan los ejes de la montura de un telescopio permanece siempre inmóvil, sea cual sea la dirección a la que apunta el telescoio (y sea cual sea el tamaño de éste), como podéis ver en la animación de más abajo. Por lo tanto, este punto tan especial es el que usamos para referir, con precisiones milimétricas, la posición en la Tierra de estos titanes de metal; el punto a partir del cual, comparando entre distintos radiotelescopios, podemos estudiar desde la rotación terrestre y las deformaciones debidas a la Luna, hasta la deriva continental.

En la cabina superior se encuentra el eje de elevación y, por lo tanto, el punto donde ambos ejes (azimuth y elevación) se cruzan.

Salimos al exterior desde la cabina de elevación y nos encontramos con unas preciosas vistas del bosque de Metsähovi.

Y justo encima de nosotros, tenemos «el plato» del telescopio: la superficie colectora, también llamada «reflector primario».

Y aquí tenéis la foto de un radioastrónomo pasándoselo bomba en el telescopio VGOS:

En la próxima entrada, os hablaré sobre unos dispositivos muy interesantes que tienen en esta estación geodésica, con los que puede medirse la aceleración gravitatoria con precisiones que nos os podéis ni imaginar. ¡Manteneos a la radio escucha!

Esta semana he estado trabajando como colaborador invitado en el Observatorio Radioastronómico de Metsähovi (Finlandia), tratando de aplicar conocimientos astronómicos de VLBI en el campo de la Geodesia. Me lo he pasado genial, no solo por lo interesante del tema, sino por la buena gente y toda las maravillas tecnológicas que me han mostrado. En próximas entradas, os hablaré de algunas de ellas.

Pero esta primera entrada la reservo para hablaros de un telescopio que tiene para mí un especial valor sentimental. El antiguo radiotelescopio de 14 metros de diámetro, construido a mediados de la década de los ’70 del siglo pasado y que, a día de hoy, aún sigue dando caña y produciendo resultados de calado. ¡Ahí van unas fotos!

La antena está escondida dentro de una gran cúpula que la protege del viento y permite observar el Sol sin problemas de calentamiento. Fijáos que la cúpula está tapando continuamente todo el telescopio (o sea, que no tiene ninguna apertura). No obstante, como observamos en radio, la antena es capaz de «ver a través» de la superficie de la cúpula sin ningún problema. ¿A que la Radioastronomía mola?

La sala de control (bastante pequeñita) es una pasada. Está en la mísma cúpula (la pared de la oficina se aprecia en rojo, en la parte inferior izquierda de la foto de arriba). Una parte de los controles del telescopio aún funciona con la electrónica original de los años ’70. ¡Es una pasada ver las lucecitas e indicadores analógicos aún funcionando! ¡Qué delicia!

Un dato curioso (¡inverosímil, pero verídico!): entre los chips que controlan el motor del telescopio (más en concreto, en todo el «rack» de la derecha en la foto de arriba) habitan (en época de cría) ejemplares de una especie protegida de serpiente autóctona. Como buscan «el calorcito» de los chips, les encanta hacer ahí sus nidos. Todo empezó, al parecer, con una hembra que desperdigó por ahí sus feromonas y originó el «efecto llamada». Y como son una especie protegida, no las pueden «desahuciar» de allí.

¿Véis esa imagen de un disco rojizo en la foto de arriba? Es el Sol, visto en banda radio (a 37 GHz), que es justo lo que el radiotelescopio estaba observando en esos momentos (obtiene las imágenes por escaneo, produciendo una cada 2 minutos, aproximadamente). Fijaos en puntito azul de la parte superior. ¡Estamos viendo actividad solar! Os recuerdo que todo esto se observa a través de la cúpula (que es completamente transparente a la luz en banda radio).

La parte de la electrónica mostrada en la foto de arriba es mi favorita. Se trata del backend de VLBI, con el que Metsahovi puede formar parte de ese «telescopio virtual» del tamaño de toda la Tierra, uniendo su señal a las de otros radiotelescopios distribuidos por el resto del mundo. Abajo a la izquierda, se ve el sistema «DBBC3», que digitaliza los datos antes de grabarlos en disco. Encima del DBBC3, se ve un rack con un set de discos con datos (pegatina con circulito rojo) y otro set con discos vacíos (pegatina con circulito verde).

Y aquí tenéis uno de los relojes atómicos (máseres de hidrógeno) que usamos para sincronizar las señales de los telescopios de todo el planeta que participan en las sesiones de VLBI. Sin esos relojes, no podríamos convertir a la Tierra en ese «telescopio virtual». Cuando el sistema está operativo, el máser suele estar en una habitación con la temperatura bien controlada y sin nadie que le «moleste». Justo a la izquierda del máser, podéis ver también un montón de discos duros, que forman parte del sistema «flexbuff», también usado en VLBI.

¡Y en la foto de arriba tenéis a los «corazones» del radiotelescopio! Los receptores, que captan la señal en el foco de la antena para llevarla hasta los «backend», donde la tratamos y grabamos. A la derecha, el receptor dual «S/X», muy usado en Geodesia. Estos receptores son capaces de observar a dos frecuencias (2.3 y 8.4GHz) al mismo tiempo, lo que permite eliminar los efectos dispersivos (básicamente, la ionosfera) de los datos. Hoy en día, con los receptores de banda ultra-ancha, este «truco» ya está cayendo en desuso.

Y aquí tenéis otro receptor de uso más astronómico: el de 86GHz. De hecho, dentro de muy poco, os haré un hilo de un precioso artículo en el que mostramos datos de VLBI que han pasado por ese mismo receptor. Y sí, esa cosa amarilla es un patito de goma (el toque friki).

Y para terminar, acabamos con un buen consejo de parte de los técnicos de la Universidad de Aalto. Me quedo con ganas de mostraros más cosas, pero habrá que esperar hasta la próxima entrada del blog. ¡Nos vemos allá!

¡Hola de nuevo! En esta ocasión, voy a hablaros de una tecnología de la que me enamoré perdidamente la primera vez que entré en contacto con ella. Tanto es así, que en aquel momento ya sentí que dedicaría el resto de mi vida profesional a explotar su enorme potencial. Me refiero a VLBI, una tecnología con la que podemos, desde fotografiar agujeros negros, a estudiar el movimiento de nuestro planeta con precisiones que permiten detectar efectos de milésimas de segundo por siglo en la duración de un día. ¡Vamos a hablar de ella! ¡Os aseguro que también os enamorará!

La principal (y fundamental) limitación que tiene cualquier instrumento óptico (desde un telescopio hasta una cámara de fotos o incluso nuestros propios ojos) está relacionada con un fenómeno que llamamos difracción.

La luz es un fenómeno ondulatorio, lo que hace que (al igual que pasa con el sonido) sea capaz de bordear esquinas (con ciertas limitaciones; ¡de no ser así, no habría sombras!) y de ensancharse a su paso por rendijas estrechas. Estos fenómenos están producidos por la difracción, que afecta a cualquier fenómeno ondulatorio. Otro efecto de esta difracción es que, al pasar por el objetivo (o por la «pupila de entrada») de una cámara, no produce imágenes perfectas de lo que la cámara observa, sino que las imágenes aparecen emborronadas; la imagen de un punto no es un punto, sino una manchita borrosa, a la que, en nuestra jerga, llamamos Point Spread Function (PSF) o «función de punto esparcido».

Este «emborronamiento» de las imágenes captadas por cualquier cámara es independiente de lo buena que sea la óptica de la misma; no importa si el objetivo de nuestra flamante reflex nos ha costado 100 euros o 3000. El emborronamiento siempre estará ahí, ya que se trata de una limitación fundamental de la Naturaleza (como el Principio de Incertidumbre de la Física Cuántica que, de hecho, está relacionado con este límite de difracción).

Cuanto más grande sea el objetivo de nuestra cámara, más picudita y estrechita se hará la PSF, por lo que las imágenes producidas serán más nítidas (o sea, podremos distinguir detalles más pequeños en nuestras imágenes). La anchura de la PSF también depende de la longitud de onda a la que observamos; cuanto más larga es, más ancha se hace la PSF (o sea, peor es la resolución de nuestra cámara).

En el caso de la Radioastronomía (donde las longitudes de onda son larguísimas, hasta miles de veces más largas que en el óptico) este límite de difracción gana una importancia tremenda: las PSF de nuestros radiotelescopios son tan anchas, que ven el cielo completamente emborronado; como si necesitaran gafas con un montón de dioptrías.

La forma en la que los radioastrónomos salvamos este límite fundamental de la naturaleza es convirtiendo el problema en su propia solución (Be water my friend!). Explotamos las propiedades ondulatorias de la luz (que nos fastidian con la difracción) para sintetizar telescopios de tamaños titánicos (¡disminuyendo, por lo tanto, la difracción que tanto nos está fastidiando!). ¿Y cómo hacemos esto? Pues combinando las señales que llegan a distintos radiotelescopios (relativamente pequeños) que pueden estar separados por grandes distancias, de manera que generemos un telescopio virtual de tamaño arbitrariamente grande.

El precio a pagar por usar este «truco» de sintetizar telescopios gigantescos es que nuestro telescopio virtual gigante está lleno de «zonas muertas» (o sea, zonas donde no hay superficie colectora de luz y que, por lo tanto, no forman parte de la pupila de entrada). Esto es como si cogierais el objetivo de una cámara y lo taparais con una cartulina negra a la que le habéis hecho unos pocos agujeritos por donde dejar pasar la luz. La consecuencia de esto es que la PSF del interferómetro es extraordinariamente «sucia», en el sentido de que no es solamente un «punto gordo», sino que está contaminada con un montón de «oscilaciones» y «puntos secundarios», que hacen que las imágenes resultantes sean de muy poca calidad.

La aplicación más extrema de esta técnica interferométrica, con la que pueden sintetizarse telescopios enormes, es la llamada técnica de Interferometría de Muy Larga Base (Very Long Baseline Interferometry, VLBI), con la que el telescopio sintetizado puede ser tan grande como todo el planeta Tierra (¡o incluso más, si se usan satélites con radiotelescopios incorporados!). Quizá el ejemplo más famoso de telescopio VLBI sea el Telescopio de Horizonte de Sucesos (Event Horizon Telescope, EHT), con el que se han obtenido las primeras imágenes de las inmediaciones de agujeros negros supermasivos.

Como los telescopios de VLBI están tan lejos unos de otros (¡hay incluso océanos enteros que los separan!), las PSF pueden llegar a ser horribles (ya que las «zonas muertas» de la pupila de entrada son grandísimas). Esto hace que necesitemos aplicar elaborados algoritmos de procesamiento de imágenes para deshacer el efecto de esas PSF tan «sucias» (una operación matemática que conocemos con el nombre de deconvolución). Los algoritmos de deconvolución en VLBI son un campo de estudio que, a día de hoy (décadas después de las primeras observaciones interferométricas), sigue siendo muy activo (a modo de ejemplo, a día de hoy estoy dirigiendo una tesis doctoral sobre un nuevo método de deconvolución dinámica).

Pero bueno, ¿cómo somos capaces de combinar las señales que llegan a los distintos telescopios para «sintetizar» ese telescopio gigantesco? El secreto está en registrar (o sea, grabar) las señales que nos están llegando del espacio exterior para poder simular la lente de un telescopio enorme. Veamos: un telescopio refractor normal capta las ondas que llegan del espacio y las concentra (o enfoca) en un plano donde se forma la imagen del astro observado. Lo que hacemos los interferómetras es, en cambio, grabar las señales que llegan del espacio, meterlas en un ordenador y enfocarlas de forma digital (o sea, simulando la lente de un telescopio refractor en el ordenador). La lente de nuestro interferómetro es, pues, una lente virtual, que no existe en la realidad física, sino solamente en las entrañas de nuestro ordenador.

Para que esto funcione, debemos saber exactamente dónde se encuentran nuestros telescopios y dónde se encuentra la fuente observada. Y debemos saber esto con una precisión asombrosa (del orden de la longitud de onda a la que observamos). En el caso de VLBI, esto implica conocer, con precisiones casi milimétricas, las posiciones relativas entre telescopios separados por distancias intercontinentales y transatlánticas. Parece increíble, ¿verdad? ¡Pues puede hacerse!

Esto se hace calculando la «interferencia» entre las señales que llegan a cada telescopio. Vamos retrasando una señal respecto a la otra y calculando la amplitud de la interferencia resultante. Cuando encontramos un «pico» (o sea, una interferencia constructiva), significa que las señales que llegan a ambos telescopios están justamente en fase, con lo que… ¡Voilà! ¡Ya tenemos medido el retraso exacto de la señal entre los telescopios! ¡Y con una precisión BRUTAL (mejor que una mil-millonésima de segundo)!

Esta técnica nos permite obtener resoluciones en el cielo similares al tamaño de una pelota de golf en la Luna visto desde la Tierra y, por otra parte, también nos permite conocer las posiciones relativas entre telescopios con precisiones casi milimétricas.

En esta otra entrada del blog, os explico algunas cosas chulas sobre cómo puede usarse la técnica VLBI para estudiar la forma y movimiento de la Tierra con precisiones que quitan el hipo:

https://imarvi2.blogs.uv.es/2022/12/09/la-tierra-esta-frenando/

Y para los que queráis más información, aquí tenéis el enlace a un precioso artículo sobre VLBI publicado en la revista AstronomíA por dos grandes colegas, Paco Colomer y Jorge Rivero:

https://www.globalastronomia.com/radio-interferometria-de-muy-larga-base-vlbi/

¡Y eso es todo por ahora! ¡Nos vemos en la siguiente entrada del blog!

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!