El espacio y la gravedad

Uno puede acabar sus estudios de Bachillerato o incluso carreras técnicas en las que la Física es una asignatura obligatoria y lo que le hayan enseñado sobre la gravedad sea sólo lo que Newton descubrió en el s. XVII, es decir, la famosa Ley de la Gravitación Universal que describe matemáticamente cómo los cuerpos con masa se atraen entre sí, como una fuerza que depende de la distancia.

Esta Ley sencilla y elegante nos sirve todavía hoy para determinar con exactititud todo aquello que tenga que ver con la fuerza de la gravedad en lo cotidiano, e incluso para poner en órbita un satélite o para hacer un viaje a cualquier planeta del Sistema Solar. Describe con precisión lo que Newton observó en la Naturaleza.

Pero a principios del s. XX Albert Einstein propuso algo nuevo, radicalmente nuevo, guiado por una intuición genial y por unas matemáticas mucho más complejas, difíciles por cierto para ser enseñadas en una educación generalista no especializada. Desarrolló la idea de que las masas deforman el espacio a su alrededor. El espacio, algo sobre lo que no se había escrito mucho, pasa a tener entidad propia y resulta que es sensible a la presencia de una masa, que lo deforma. La fuerza de la gravedad es por tanto una ilusión y un efecto de la geometría. La Ley de la Gravitación Universal nos sigue funcionando pero es el propio espacio el que nos empuja hacia el suelo aquí en la superficie de la Tierra.

Esta idea revolucionaria ha sido ya demostrada ampliamente. Igual que con la ley de Newton, predice los efectos de la gravedad en nuestra vida cotidiana con precisión, pero además, explica cosas que observamos en el Universo que no encajarían con la Ley de la Gravitación Universal. La física newtoniana sigue sin embargo aplicándose en la mayor parte de nuestros cálculos por su mayor sencillez matemática.

Y os estaréis preguntando en qué no funciona bien la Ley de la Gravitación Universal. Pues se trata de aquello relacionado con la luz. Tenemos que hablar de ella.

La naturaleza de la luz es un asunto bastante comprometido. En realidad, sabemos de sus propiedades, pero si queremos determinar de qué se trata tenemos un problema de lo más embarazoso, puesto que en determinados aspectos se comporta como una onda, pero en otros lo hace como una partícula o una sucesión de partículas, dicho sea de paso, sin masa ni carga eléctrica. Esto sí se da en Bachillerato: la dualidad onda-corpúsculo de la luz, es decir, que para unas cosas diremos que es una onda, y para otras que es una partícula, llamada fotón. Hay múltiples experimentos que demuestran su validez en uno y otro sentido, y a pesar de los esfuerzos todavía hoy no tenemos una teoría que unifique ambos enfoques.

El caso es que para lo que aquí tratamos, la gravedad, la propiedad de la luz más importante es que no tiene masa. Por este motivo, según Newton, la luz no se vería afectada por la fuerza de la gravedad: puesto que no tiene masa, su trayectoria no será alterada al pasar junto a un cuerpo que sí la tenga. Sin embargo, según Einstein, el espacio alrededor del cuerpo con masa estaría deformado, lo cual haría que la luz sí se desviara de su trayectoria.

Poco después de que Einstein propusiera su teoría se produjo un eclipse de Sol que sirvió como primera evidencia experimental de que estaba en lo cierto. En un eclipse de Sol la Luna tapa el disco solar y desaparece así su intenso brillo, lo cual permite observar el fondo de estrellas muy cerca de él. El Sol, con una masa considerable, debería ser capaz de deformar el espacio significativamente y así, los rayos de luz provenientes de estrellas lejanas se desviarían. Las posiciones de las estrellas aparentaron cambiar -muy levemente, pero lo hicieron- lo cual dio a Einsten fama a nivel mundial y confirmó que, en efecto, la masa distorsiona el espacio.

Por otro lado, debemos comentar que la Teoría de Relatividad de Einstein demuestra muchas otras cosas, y por ellas deja de referirse al espacio como tal, ya que le añade el tiempo como otra dimensión geométrica más que está indisolublemente asociada a las tres dimensiones espaciales tradicionales de la geometría. A partir de Einstein hablaremos del espacio-tiempo. Einstein nos dice que la diferencia entre componentes espaciales y temporales sólo es relativa según el estado de movimiento del observador. Un tema aparte.

Volviendo a lo de antes, otra bonita demostración entre muchas otras de que la masa deforma el espacio-tiempo la encontramos en las lentes gravitacionales, predichas por Einstein y halladas a finales del s. XX. En la imagen de abajo vemos el conjunto de galaxias Abell 2218, en el cual entre una buena cantidad de galaxias de todo tipo vemos unos extraños arcos.


Pues bien, esos arcos contienen la luz distorsionada de galaxias aún más lejanas, cuya trayectoria se deforma por la gran deformación del espacio-tiempo que origina el grupo de galaxias en primer término.

Como os podréis imaginar, todo este tema da para mucho más que esta sencilla introducción. Einstein nos abrió los ojos a cosas fantásticas.

Los cúmulos globulares

Igual que ocurre con las nebulosas, si sabemos dónde mirar en el firmamento podemos encontrar varios cúmulos globulares. Hay muchos de ellos orbitando alrededor de nuestra galaxia, siguiendo rutas que los llevan fuera del plano del disco espiral galáctico. De la misma forma, con telescopios potentes podemos ver que las demás galaxias también cuentan con ellos.

Un cúmulo globular cualquiera tiene un aspecto que impresiona:

Son miles de estrellas asociadas entre sí por la gravedad, formando un conjunto esférico en el que todas ellas giran alrededor de su centro. La cantidad de estrellas típica ronda la cifra del medio millón.

La descripción de estos cúmulos es por tanto bastante sencilla, pero si nos preguntamos por qué se han formado, por qué se salen del plano galáctico, qué hay en su núcleo, y por qué sus estrellas consiguen ser tan estables y tan viejas, hasta el punto de que se consideran las más viejas que existen en nuestra galaxia, se acabó la sencillez. A pesar de tratarse de unos astros bastante abundantes, no hay respuestas claras a estas preguntas. Son una asignatura pendiente de la astronomía.

Aunque los cúmulos globulares se componen de estrellas viejas, en su mayoría gigantes rojas, es muy frecuente que en ellos encontremos estrellas azules, un color propio de las estrellas jóvenes. Sin embargo, se cree que estas estrellas azules son incluso más viejas. Tiene una explicación, y es que para estrellas de masa inicial similar a la del Sol, cuando alcanzan edades aún superiores a las de la fase de gigante roja y se encuentran fusionando helio en el núcleo e hidrógeno en las capas intermedias, su color se torna azulado como cuando eran jóvenes. En el diagrama H-R que clasifica las estrellas éstas ocupan lo que se llama Rama Horizontal, o HB, saliendo de la Secuencia Principal.

Al hilo de esto, como curiosidad, muchas de las estrellas HB se convierten en pulsantes, variado su luminosidad con el tiempo de forma cíclica. A estas estrellas HB pulsantes se las conoce con el nombre genérico de RR Lyrae, caracterizadas por tener un período de 13 horas y una magnitud aparente que oscila entre 7 y 8. Se trata de un importante tipo de candelas estándar para medir distancias de forma similar a como ocurre con las estrellas Cefeidas y explicamos aquí.

Los cúmulos globulares de la Vía Láctea son muy viejos. Se estima que se formaron prácticamente a la vez que la galaxia. Esto se puede saber hallando el índice de metalicidad -proporción de elementos químicos más pesados que el helio- de las estrellas que alberga, que es muy bajo. Esto implica que no son estrellas grandes, sino de masa similar o algo menor que la del Sol -la masa típica es de 0,80 masas solares- y que no contienen elementos pesados provenientes de nebulosas planetarias o remanentes de supernova, algo habitual en las estrellas que pueblan el disco galáctico, simplemente porque fueron de las primeras en formarse y por tanto las nebulosas entonces no contenían todavía estos elementos pesados generados en los estertores finales de las estrellas viejas.

Sin embargo no todos los cúmulos globulares son tan viejos. En algunos casos, siempre en otras galaxias, encontramos algunos cúmulos de menor edad. Es posible por tanto que se originen no sólo en el momento de la creación de la galaxia, sino también después en posibles cruces con otras galaxias.

El centro de los cúmulos globulares es sin duda un lugar interesante. Cerca de él la concentración de estrellas puede ser de unas 300 por año luz cúbico -recordemos que por ejemplo la estrella más cercana al Sol está a más de 4 años luz-. ¿Os imaginais qué aspecto puede tener el cielo desde un planeta de cualquiera de ellas? Parece increíble que con esa densidad las estrellas no terminen chocando entre ellas, pero es evidente que no es así. Las trayectorias de sus órbitas alrededor del centro son muy complejas, estando muy lejos de parecerse a las elipses casi regulares que por ejemplo siguen los planetas alrededor del Sol, puesto que al estar tan juntas cada estrella ejerce un considerable tirón gravitacional sobre las demás que altera la órbita teórica sobre el centro de masas del grupo.

No obstante, aunque siga siendo muy difícil que las estrellas lleguen a chocar, los encuentros cercanos sí son muy habituales y ello da lugar a la formación de astros bastante exóticos, como las estrellas rezagadas azules (blue stragglers), púlsares con un período entre 1 y 10 milisegundos (millisecond pulsars o MSP), o las binarias de baja masa y rayos X (low-mass X-ray binaries o LMXRB). Algún día habrá que hablar de ellos, pero hoy no toca.

Encontramos cierta controversia sobre qué ocupa el centro mismo de un cúmulo globular. Hay estudios basados en datos aportados por el Telescopio Espacial Hubble que dicen confirmar la existencia de agujeros negros en los núcleos de los cúmulos M15 y Mayall II, éste en la galaxia de Andrómeda. También podría darse el caso de que no los hubiera, debiendo estar ocupados por cuerpos densos y pesados como enanas blancas o estrellas de neutrones por el efecto de segregación de la masa, que predice que los miembros más pesados de un sistema gravitatorio tienden a acercarse a su centro.

En resumen, estamos ante uno de los astros más enigmáticos y donde quizás más sorpresas podamos encontrar en el futuro.

IMÁGENES:

1.- Cúmulo Omega Centauri, por el Telescopio Espacial Hubble.

2 y 3.- Créditos sobre las propias imágenes.

Las nebulosas

Si sabemos hacia dónde mirar, en el firmamento podemos ver a simple vista varias manchas blanquecinas muy tenues con aspecto algodonoso. Algunas de ellas son nebulosas, uno de los tipos de astros más comunes y llamativos.

Ya hablamos de ellas al referirnos al modo en que nacen las estrellas, pero es obligatorio extendernos más puesto que estamos ante unos de los astros más interesantes tanto científicamente como para el aficionado a la astronomía, puesto que al telescopio podemos llegar a ver un gran número de ellas.

Las nebulosas son básicamente zonas del espacio interestelar en las que existe una concentración de gas y polvo. El gas que en mayor proporción se encuentra es el hidrógeno, aunque hay presencia de otros muchos. Las partículas de polvo son muy pequeñas, comparables a las del humo de un cigarro.

Ahora bien, aunque esta definición es válida para todas las nebulosas, hay que diferenciarlas en varios tipos. El modo de llamarlas induce a la confusión a mi modo de verlo, pero al final es bastante fácil:

1.- Nebulosas difusas.

Muy ricas en hidrógeno, con tamaños enormes del orden de decenas de años luz e incluso más. Son una fuente potencial -y en la mayoría de los casos real- de nuevas estrellas, que se forman dentro de ellas al aglutinarse localmente por efecto de la gravedad. Una nebulosa difusa normal en tamaño puede llegar a generar cientos o miles de estrellas.


Una vez que una estrella empieza a emitir radiación dentro de su nebulosa madre, genera una presión hacia fuera en el espacio circundante que hace que los componentes de la nebulosa alteren sus posiciones, lo que puede ayudar a la generación de nuevos conglomerados de material que terminen siendo estrellas -a estas zonas de material nebular más denso se las conoce como nódulos de Bok-.

Esa radiación que emana de las estrellas jóvenes contiene luz ultravioleta. La radiación ultravioleta de las grandes estrellas jóvenes tipo O -recordemos el diagrama de Hertzsprung-Russell- ioniza a los átomos de hidrógeno de la nebulosa, de modo que se produce el fenómeno conocido como fluorescencia al transformarse esa radiación en luz visible. Sólo cuando esto ocurre decimos que estamos ante una nebulosa del tipo HII.


Cuando la nebulosa no contiene todavía estrellas jóvenes en su interior o en sus inmediaciones, decimos que se trata de nebulosas tipo HI. Este tipo de nebulosas son las de mayor tamaño de todas y de menor densidad. En ellas la temperatura ronda tan sólo los 100 grados Kelvin, mientras que en las nebulosas tipo HII, mucho más densas y cargadas de iones, ésta llega a los 10.000 K. Las nebulosas tipo HI no emiten radiación en la franja visible del espectro electromagnético, siendo sólo detectables en la región de radio.


Las nebulosas HII, que como hemos dicho emiten luz por el fenómeno de la fluorescencia al recibir iones de las potentes estrellas tipo O cercanas, se dice también que son nebulosas de emisión. En ellas predomina el color rojo.

Se da también el caso de que las estrellas del interior o cercanas a la nebulosa no sean del tipo O. Cuando eso ocurre, la luz de éstas puede ser simplemente reflejada por las partes más próximas de la nebulosa. Digamos que las estrellas están iluminando las partes más próximas de nebulosa, por lo que ésta se nos hace visible. No hay ningún misterio en ello, sino que es lo mismo por lo que de día vemos bien las cosas y de noche no, por la presencia o no de luz del Sol que se refleja en los objetos. Entonces diremos que estamos ante una nebulosa de reflexión. En ellas predomina el color azul.

Cuando no se produce ni una cosa ni la otra, y la nebulosa por tanto no recibe radiación suficiente ni para que emita luz por sí misma ni para que la refleje, lógicamente será difícil que la podamos ver en el rango visible del espectro. Sólo lo haremos cuando por contraste con el fondo del cielo sea evidente que algo nos tapa la luz de lo que hay detrás, o bien mediante fotografías que acumulen una elevada cantidad de luz. A éstas las llamamos nebulosas de absorción, o nebulosas oscuras.

En realidad es muy difícil que una nebulosa no llegue a reflejar NADA de luz visible, sino que hacen falta buenos medios y como decíamos, ser capaces de acumular mucha luz en los sensores de las cámaras, de modo que el término de nebulosa oscura a mi modo de ver se queda antiguo hoy por hoy. No hay más que darse una vuelta por ejemplo por la galería de imágenes de la web de Tom Davis, un aficionado que se ha especializado en estas nebulosas, para darse cuenta de ello.

Como es lógico, hay un gran número de nebulosas en las que encontramos zonas de los tres tipos mencionados de emisión, reflexión y absorción. No son excluyentes, sino que al tratarse de cuerpos tan vastos en tamaño podemos encontrar partes afectadas por las radiaciones ultravioleta de las estrellas tipo O, o partes iluminadas por otros tipos de estrellas, o bien zonas menos iluminadas que ocultan lo que tienen detrás.

En la imagen superior, de la archifamosa Nebulosa de Orión y la NGC 1977 -en la parte izquierda- las zonas rojas son de emisión, las azuladas y blanquecinas de reflexión, y además se aprecian claramente franjas oscuras de absorción.

2.- Nebulosas planetarias.

Un tipo bien distinto de nebulosas son las que se conocen como planetarias. A pesar de su nombre, no tienen nada que ver con los planetas. El nombre viene de tiempo atrás, por su pequeño tamaño aparente y por su forma, generalmente redonda, que se asemeja a la de un planeta visto al telescopio.

Las nebulosas planetarias son nebulosas de emisión generadas en las últimas etapas de la evolución de las estrellas con una masa inicial comprendida entre 0,8 y 8 veces la del Sol. Son por tanto nebulosas generadas por estrellas viejas, y ricas en los elementos químicos que se han creado dentro de éstas por fusiones nucleares durante su existencia. En estas etapas la estrella ha transformado el hidrógeno inicial en helio, y sigue generando reacciones de fusión con este elemento. Sin embargo estas reacciones son inestables y la estrella se convulsiona, despidiendo al espacio sus capas más exteriores. La nueva superficie de la estrella, más caliente al haber estado antes en el interior de la estrella, termina también siendo despedida, y así cíclicamente hasta que la superficie de la estrella que queda presenta una temperatura de unos 30.000 K. Entonces, la radiación que emite la estrella emite lo suficiente en ultravioleta para ionizar las capas expulsadas, que en ese momento empiezan a brillar por emisión.

Estas nebulosas tienen un tamaño típico de sólo 1 año-luz -muy inferior al tamaño de las nebulosas difusas de las que hemos hablado- y sus formas son muy diversas y complejas. La estrella que las genera, en su fase final de enana blanca, suele verse en el centro.

3.- Nebulosas remanentes de supernova.

Por último, nos queda hablar sobre un tercer tipo de nebulosa, que también tiene que ver con el final de una estrella, pero esta vez de las estrellas más grandes, con un tamaño inicial de más de 8 veces la masa del Sol. El proceso que se desencadena en ellas cuando terminan las reacciones de fusión es mucho más violento y se conoce como supernova. Se trata de la reacción más energética que se conoce en el universo, y en ella se produce la expulsión violenta al espacio de grandes masas de material de la estrella, justo después de haberse producido en ella el colapso final al caer las capas externas hacia su interior. Estas estrellas con más masa además han sido capaces de generar fusión hasta del hierro, por lo que la nebulosa a la que dan lugar será muy rica en elementos químicos pesados.


El material que expulsa la estrella viaja en una onda de choque que barre el espacio circundante a toda velocidad -unos 3.000 km/s- de modo que cuando colisiona con el gas del medio interestelar se alcanza una temperatura en la onda de choque de unos 10 millones de grados Kelvin, por lo que queda ionizado y por tanto se transforma en una nebulosa de emisión.

Estas ondas de choque tan fuertes alteran en gran medida el espacio circundante, lo cual favorece la acreción de material en la nebulosas difusas que pueda encontrar por el camino. Cuando esto ocurre, se favorece la creación de nuevas estrellas, en las que además habrá elementos químicos pesados provenientes de la supernova. Así, tanto en las nuevas estrellas como en sus posibles sistemas planetarios, se podrán encontrar estos elementos, mucho más raros en proporción con los básicos de hidrógeno y helio.

Es el caso de la Tierra y de los seres vivos que estamos aquí, que contenemos elementos que se formaron alguna vez inequivocamente en una supernova, fueron lanzados al espacio a gran velocidad, se terminaron mezclando con una gran nebulosa de hidrógeno y de ella se formó nuestro Sol y nuestro planeta.

Como hemos visto, y terminando ya, las nebulosas están íntimamente relacionadas con la evolución de las estrellas, sobre todo con su nacimiento y su muerte. Y el ciclo nunca termina. Cada vez que muere una estrella se favorece la creación de otras nuevas.

Espero que en mi cerebro haya terminado habiendo el suficiente fósforo para haberme sabido explicar :)

IMÁGENES:
1.- Complejo nebular alrededor de Antares y Rho Ophiuci. Robert Gendler, Jim Misti y Steve Mazlin.
2.- Nebulosa del Águila. Johannes Schedler.
3.- Región de la Nebulosa del Pelicano. Russell Croman.
4.- Nebulosa del Corazón. Steve Cannistra.
5.- Nebulosa Iris. Adam Block, NOAO, AURA, NSF.
6.- Nebulosa de la Serpiente. Steve Crouch.
7.- NGC 4372. Thomas Davis.
8.- Nebulosa de Orión. Philip Perkins
9.- Nebulosa de la Hélice. R Jay Gabany.
10.- Nebulosa Semeis 147. Máximo Ruiz.
11.- Nebulosa del Cangrejo. Walter Nowotny, U. Wien, Nordic Optical Telescope.

¿Por qué el cielo es negro?

Quizás parezca una pregunta ingenua, pero si nos preguntamos por qué el cielo es negro podemos obtener respuestas que no lo son tanto.

Pensemos en un Universo que fuera estático e infinito, es decir, que en él las estrellas conservaran sus posiciones relativas y hubiera una cantidad infinita de ellas. Miráramos en la dirección que miráramos, recibiríamos la luz de una cantidad infinita de estrellas, y por lo tanto, el cielo brillaría con una intensidad infinita. Esto es lo que se conoce como la Paradoja de Olbers, formulada en el año 1823 por el astrónomo alemán Heinrich W. Olbers.

Podríamos argumentar que como la intensidad de la luz disminuye con la distancia, por eso nuestro cielo no es brillante, pero aunque de las estrellas lejanas recibiéramos una porción de luz infinitesimal, una cantidad infinita de ellas daría como resultado un cielo brillante.

También podríamos decir que la luz de las estrellas se oculta con otros cuerpos y nebulosas de polvo interpuestos, pero se vió que una cantidad infinita de estrellas generaría una cantidad infinita de radiación que los calentaría y los haría brillar. Tampoco resolvemos así la paradoja.

En realidad, la paradoja se resuelve de varias maneras: o bien considerando que el universo es finito, o bien considerando que el universo existe desde hace un tiempo limitado -y por tanto puede haber estrellas cuya luz aún no nos haya llegado- o considerando que el universo está en expansión. Según esta última explicación, la expansión del universo implica el corrimiento al rojo por el efecto Doppler -ver la entrada anterior del blog- de la luz y por tanto su pérdida de intensidad, mayor a cuanta mayor distancia se encuentre un objeto.

Según los modelos actuales en astrofísica, estas tres opciones se cumplen a la vez. El universo se creó en el Big Bang, por lo que tuvo un principio, es finito, y se encuentra en expansión. Por estos tres motivos, nuestro cielo es oscuro.

Al contrario, por la paradoja de Olbers sabemos que el universo no es estático o no es infinito.

IMÁGENES
1.- Nebulosa de absorción B86 y cúmulo abierto NGC 6520 sobre el mar de estrellas del centro de la Vía Láctea . Johannes Schedler.
2. y 3.- Wikipedia.

Distancias en astronomía. Las galaxias.

A principios del siglo XX se debatía la naturaleza de algunas de esas "nebulosas" de aspecto difuso que se observaban en el firmamento. Algunos astrónomos defendían que había dos tipos de nebulosas, las que eran verdaderamente nubes de gas y polvo, y otras que eran en cambio galaxias enteras como la nuestra, que debían estar a distancias enormes. Algunas de ellas, que presentaban forma en espiral, eran firmes candidatas a ello aunque no se tenían certezas.

Otros astrónomos defendían por el contrario que nuestra galaxia, la galaxia, era en sí misma todo el Universo, y que por tanto esas espirales eran nubes de gases contenidas en la Vía Láctea que por el motivo que fuera tenían esa peculiar forma.

Los logros de Leavitt y Hertzsprung habían servido para determinar la escala de la propia Vía Láctea, así como de las Nubes de Magallanes que resultaron ser unas pequeñas galaxias irregulares satélites de la nuestra. Sin embargo, no se observaban estrellas cefeidas dentro de esas espirales, así que resultaba imposible determinar su distancia y, con ello, si eran cuerpos contenidos en la Vía Láctea o estaban fuera de ella.

Así estaban las cosas cuando Edwin Hubble se hizo cargo del observatorio del monte Wilson en 1919, el mayor del mundo por entonces. Pronto zanjaría las controversias y haría descubrimientos que cambiarían para siempre nuestra concepción del Universo.

En 1923 hizo el primer gran hallazgo: encontró por fin una estrella variable cefeida en la por entonces conocida como "nebulosa de Andrómeda" o M31. Comparó su período con otras cefeidas cuya distancia era conocida, y determinó que la distancia a la que se encontraba M31 era increíblemente grande, muy superior al tamaño de la propia Vía Láctea. Era una prueba irrefutable de que M31 no era una nebulosa, sino que era toda ella otra inmesa galaxia como la nuestra.

En sólo dos años encontró muchas cefeidas en otras de esas "nebulosas", y sus distancias eran todavía mayores. El universo no se limitaba a nuestra galaxia, sino que estaba constituído por multitud de ellas aisladas entre sí por distancias increíblemente grandes. La idea lanzada por el filósofo Kant mucho tiempo antes de que el universo podría estar formado por infinidad de "universos-isla", como él llamaba a las galaxias, resultaba correcta.

Este espectacular resultado hizo que la Fundación Nobel quisiera indagar en los méritos de los que la habían hecho posible. Preguntaron entonces por Henrietta Leavitt, descubridora del método de determinación de distancias mediate las variables cefeidas, pero había fallecido cuatro años antes. Y no se dan premios Nobel a título póstumo.

Dicho sea de paso, a Hubble le vino a ocurrir algo parecido. Falleció repentinamente el mismo año en que estaba nominado al premio por los enormes méritos conseguidos, que no se limitaron ni mucho menos a lo que os he contado hasta ahora, y se quedó sin él.

Antes de seguir con los descubrimientos de Hubble os tengo que contar algo sobre un efecto físico que todos conocéis. Porque todos recordamos el sonido que hace por ejemplo un tren cuando se acerca, pasa por nuestro lado y luego se aleja, o de un Fórmula 1 cuando pasa por delante de la cámara de televisión. El sonido pasa de agudo a grave. Se debe a un efecto que se produce en las ondas -y el sonido es una onda en el aire- cuando el emisor se mueve respecto al observador.

A esto se llama efecto Doppler. Cuando el tren se nos acerca, las ondas sonoras que recibimos están comprimidas, puesto que la marcha del tren recorta espacio a cada onda que emite. Por eso el sonido lo percibimos agudo. En cambio, cuando se aleja, el movimiento del tren añade más distancia entre cada onda, por lo que éstas nos llegan con una frecuencia menor, y terminamos percibiendo un sonido grave.

Ahora bien, démosle una segunda vuelta de tuerca a esto. Puesto que el efecto Doppler se produce con ondas, y la luz sabemos que se comporta como una onda, ¿sufrirá alteraciones la luz de un cuerpo en movimiento respecto a los observadores fijos? -fijos o con velocidades relativas diferentes, claro-. Aunque en nuestra vida cotidiana parece que no, porque las velocidades mundanas son muy bajas para que esto se evidencie, Hubble descubrió que en la luz de las galaxias sí se observa este efecto.

El principal descubrimiento de Hubble fue éste, y todo lo que lleva implícito. Analizando la luz de las galaxias, comprobó que sus lineas espectrales eran prácticamente iguales siempre -indicando que estaban compuestas por los mismos elementos químicos-, pero que en mayor o menor medida se desplazaban hacia el color rojo. O lo que es lo mismo, las lineas espectrales sufrían el efecto Doppler.

Pero claro, si en las galaxias observamos el efecto Doppler, eso tiene que ser porque se están moviendo, y además, al desplazarse hacia el rojo, que es un color que corresponde a una frecuencia baja, es porque las galaxias se están alejando de nosotros.

Repetimos por lo importante que es esto: las galaxias se están alejando de nosotros. Hubble acababa de fundar la Cosmología.

Pero las sorpresas siguen. Con la ayuda de Humason enseguida observó que cuanto más lejana era una galaxia su desplazamiento al rojo era también mayor, así que la velocidad a la que se alejaba era también mayor. Esto es lo mismo que decir que ¡el Universo se está expandiendo!

Ni el propio Einstein, que en su teoría general de la relatividad había deducido que el Universo debía estar expandiéndose o contrayéndose, pero no estático, se había llegado a creer sus propias conclusiones, por lo que llegó a introducir una modificación en sus ecuaciones para "evitar" este problema. Después de saber de las evidencias observacionales que halló Hubble, afirmó que "ése había sido el mayor error de su vida".

La relación entre el desplazamiento al rojo observado en una galaxia y la distancia a la que se encuentra es lo que hoy conocemos como Ley de Hubble, según la que ambas son directamente proporcionales multiplicadas por un valor llamado Constante de Hubble. Son muchos los esfuerzos que los astrónomos han puesto y están poniendo en afinar el valor de esta constante, puesto que según sea éste, la evolución futura del Universo se podría entender de forma diferente. La expansión de Universo, ¿será eterna, o decelarará alguna vez? Hoy el universo se expande aceleradamente, pero ¿se frenará la expansión alguna vez o no? De momento no está claro.

Por último, ya que estamos hablando de esto, vamos a rematar con todo a lo que llegó Hubble. Puesto que las galaxias se alejan de nosotros, es intuitivo pensar que si fuéramos hacia atrás en el tiempo, estarían cada vez más cerca, llegando un momento en que todo el Universo ocupara un solo punto. Efectivamente, Hubble también aportó la primera confirmación a la teoría del Big Bang, ya sugerida poco antes por Friedman y Lamaître utilizando la teoría de la relatividad de Einstein, según la cual el Universo se creó a partir de un mismo punto no ya pequeño, sino sin siquiera dimensiones -lo que en física se conoce como una singularidad-, sólo energía, que se transformó después en masa según la famosísima equivalencia de Einstein e=mc² que nos viene a decir que muy poca masa es lo mismo que mucha energía, y viceversa. El mismo proceso en un sentido nos lleva a la bomba atómica, y en el otro, a la creación del Universo.

Como veis, hablar de distancias en el Universo enseguida nos introduce en consideraciones más profundas.

IMÁGENES
1.- La galaxia de Andrómeda o M31, por Robert Gendler.
2.- Edwin Hubble. Wikipedia.
3.- Placa fotográfica de M31 en la que Hubble anotó junto a un signo de exclamación VAR!, señalando la estrella variable cefeida que por fin había encontrado. Tachó la N que había escrito antes, creyendo que se trataba de una estrella nova. SEDS.
4.- Gif animado sobre el efecto Doppler en el sonido. Wikipedia.
5.- Desplazamiento al rojo de líneas espectrales galácticas. Wikipedia.
6.- Albert Einstein. Wikipedia.

El nuevo acelerador de partículas

Hace dos días saltó a las primeras páginas de los periódicos de todo el mundo la noticia de que el nuevo acelerador de partículas -Large Hadron Collider o LHC para los amigos- del CERN, en Ginebra (Suiza), había por fin conseguido hacer chocar haces de protones con una energía nunca antes alcanzada, un experimento del que se espera sacar conclusiones relacionadas con los componentes elementales de la materia, y todo lo que de ello se deriva en cuanto a la formación, composición y evolución del Universo.

Los titulares españoles eran así:
"El gran acelerador de energía logra recrear el Big bang"(El Mundo)
"El LHC abre una nueva puerta hacia el microcosmos" (El País)
"EL LHC logra crear un nuevo Big Bang" (ABC)
"El Big Bang en miniatura, un hito en la historia de la ciencia" (La Razón)
"El acelerador de partículas logra recrear los instantes posteriores al Big Bang" (La Vanguardia)

Y algunos otros del resto del mundo:
"El colisionador europeo empieza su exploración subatómica" (The New York Times, EE.UU.)
"La máquina de Dios logró recrear el instante siguiente al Big Bang" (Clarín, Argentina)
"Por fin han chocado" (Frankfurter Allgemeine Zeitung, Alemania)
"Acelerador de partículas: apuesta acertada para el LHC" (Le Figaro, Francia)
"CERN, maxi-enfrentamientos de protones. Generada energía récord" (La Reppublica, Italia)
"Primeras colisiones de alta energía realizadas en Ginebra" (The Times, Reino Unido)

El "cacharrito" se las trae. Se trata básicamente de un túnel a unos 100 m de profundidad, con forma circular y 26.659 m de circunferencia, en el que consigue un medio vacío a -271.3°C de temperatura (sólo 1,9 grados Kelvin sobre el cero absoluto) y 10^-13 atmósferas de presión hacer girar haces de partículas subatómicas en sentidos opuestos con una energía nunca antes alcanzada hasta hacerlos chocar. Puesto que los haces alcanzan un 99.99% de la velocidad de la luz, dan 11.245 vueltas por segundo. En sólo este breve intervalo de tiempo se producirán 600 millones de choques.

En cada choque estas partículas se descompondrán en otras todavía menores, algunas de las cuales todavía nunca han sido observadas pero cuya existencia se predice con los modelos teóricos actuales. Los instrumentos de medición instalados deberán poder detectarlas a pesar de que los choques producen una temperatura más de 100.000 veces superior a la del núcleo del Sol, concentrada en un espacio extremadamente minúsculo. Estos detectores de precisión generarán una cantidad de información cada año equivalente a la que se puede almacenar en 100.000 DVD de doble capa, por lo que el CERN dispone de superordenadores dispuestos a analizarla, aunque puedes echar un cable instalándote un pequeño software.

Ya hay otros aceleradores de partículas funcionando desde hace años, pero con éste se alcanzará una energía mayor en los choques y deberá generar subpartículas nunca vistas.

Sin duda, parece que se trata de algo importante. Algunos perodistas le llaman hasta como "la máquina de Dios" aunque por supuesto no faltan las opiniones críticas tanto por el presupuesto como por las expectativas levantadas. Algo recurrente cuando se trata de inversiones en tecnología y ciencia física. Pero, ¿qué se espera de ésta, la mayor máquina construida por el hombre?, ¿por qué esta inversión?, ¿qué va a hacer?, ¿por qué es tan importante?

Mi opinión personal es que esta máquina llega en un momento en que la física teórica moderna tiene demasiados argumentos basados en supuestos, y hacen falta pruebas basadas en la observación.

La ciencia se compone de dos actividades, la teórica y la experimental, y ésta la tenemos bastante verde porque es muy costoso conseguir pruebas al nivel al que la teoría ha evolucionado. Llevamos 40 años teorizando sobre cosas que en algunos casos sólo existen sobre el papel, y ahora el LHC se supone capaz de aportar algunas de esas pruebas por fin. Si lo hace, la ciencia dará un paso adelante descomunal, pero si no lo hace habrá un desconcierto general hasta que surjan enfoques diferentes. El LHC es la herramienta más avanzada a disposición de las teorías más avanzadas. Dictará sentencia.

Lo que se pretende con el LHC es producir choques entre protones a una energía muy alta para que éstos se descompongan en subpartículas, y descubrir así los componentes últimos de la materia y la energía -que por cierto según la teoría de la relatividad son la misma cosa-. La energía a la que se producirán estos choques es tan elevada que se compara a la existente justo a continuación de la misma creación del Universo, en el Big Bang.

Una de las subpartículas que los físicos esperan encontrar es el llamado bosón de Higgs, culpable en teoría de que existan partículas atómicas con masas diferentes. Si se consigue encontrar y estudiar el bosón de Higgs estaremos más cerca de comprender cuál fue el origen de la materia y por qué los cuerpos tienen masa.

Si eso ocurre quizá el LHC nos proporcione también algunas pistas sobre qué puede ser la materia oscura y la energía oscura, que nuevamente son conceptos teóricos introducidos para explicar el comportamiento de las galaxias, de las que no se entienden ni la consistencia en el tiempo de sus formas espirales ni su aparente alejamiento acelerado. Posiblemente nada de esto sea real sino meras conjeturas o argucias mentales que permiten explicar las cosas sin necesidad de cambiar la teoría de raíz. Esperemos que no, pero cabe esa posibilidad.

Si el LHC no detecta el tan manido bosón de Higgs, habrá que revisar por completo el modelo teórico de física de partículas más aceptado actualmente: el llamado Modelo Estándar.

El Modelo Estándar está basado en la mecánica cuántica y en la relatividad especial, y describe las partículas de la materia, las partículas mediadoras de fuerzas entre ellas, y el bosón de Higgs. Es una teoría que ha postulado la existencia de muchos tipos de subpartículas antes de que se descubrieran, motivo por el que se piensa que va por el buen camino, pero no es consistente con la más familiar de las fuerzas presentes en la naturaleza: la gravedad. Es como si la física que describe lo muy pequeño no se pudiera aplicar a lo muy grande. Por otro lado, el Modelo Estándar tampoco explica la preponderancia de la materia sobre la antimateria en el Universo, algo cuya existencia sí se ha conseguido demostrar experimentalmente.

Quizás el LHC ayude también a conseguir esa Teoría del Todo unificada, la que sea capaz de explicar los comportamientos de todas las partículas, sea cual sea su masa. Quizás para ello necesitemos además la aparición de un genio revolucionario del estilo de Isaac Newton o Albert Einstein, pero sin duda entonces habríamos alcanzado una de las grandes aspiraciones de la ciencia actual.

Distancias en astronomía. Las cefeidas.

La historia que os voy a contar creo que es una de las más apasionantes que la investigación astronómica nos ha dejado, pero necesita ser leída con algo de atención para que no os perdáis. Yo me he esforzado todo lo que he sabido por hacerme entender, pero vosotros diréis.

Como hemos visto antes, el método de cálculo de distancias por paralaje pronto deja de servirnos puesto que sólo nos es útil para las estrellas más cercanas. El asunto de las distancias había quedado en la vía muerta hasta que Henrietta Leavitt descubrió en 1908 una propiedad asombrosa de algunas estrellas.

Ante todo, primero hay que decir que algunas estrellas presentan un brillo variable. La manera en que esto ocurre no es algo todavía bien resuelto, pero el hecho es que es así.

Imaginemos que tenemos dos bombillas de 100 W, y las colocamos a distancias diferentes de nosotros. Ambas emiten la misma luz, y sin embargo el brillo aparente de cada una será distinto por estar una más alejada que otra. Puesto que sabemos que ambas emiten la misma luz al ser de 100 W -o tienen la misma magnitud absoluta en caso de que fueran estrellas- si medimos la diferencia de brillos observada -o de magnitud aparente- podremos hallar a qué distancia están entre sí mediante la ley conocida como del cuadrado inverso: una fuente de luz mostrará sólo la cuarta aprte de su brillo si se dobla su distancia al observador, una dieciseisava si la distancia se cuadriplica, etc.

Pensemos el mismo caso, pero esta vez sin conocer la potencia de cada bombilla. Cada una podría tener una potencia distinta. ¿Podríamos saber a qué distancia están entre sí? Esta vez no, porque aunque mida la diferencia de brillos, ésta no sólo se debe al efecto atenuador de la distancia, sino también a la intensidad luminosa intrínseca de la bombilla. Esto es lo que pasa con las estrellas en general.

Sin embargo, supongamos ahora que las bombillas de 100 W tienen un brillo variable, y tardan 5 minutos en cambiar del brillo máximo al mínimo. Nos acabamos de inventar una bombilla-cefeida. Si están a distancias diferentes, los brillos máximos no serán iguales, pero en esta ocasión, al comprobar que sus brillos varían con los mismos 5 minutos de diferencia, sabremos que se trata de bombillas de 100 W y por lo tanto podremos deducir la distancia entre sí a partir de la diferencia medida entre los brillos máximos.

Pues resulta que existe ese tipo de estrellas, y las llamamos cefeidas. Se trata de estrellas variables, que cambian de luminosidad con el tiempo de forma cíclica, pero con la importante particularidad de que cuanto mayor es el brillo que alcanzan, más tiempo dura el ciclo de cambio de luminosidad. Además, todas las cefeidas se comportan igual. Esto fue lo que descubrió Henrietta Leavitt, y con ello ideó la forma de que las cefeidas nos sirvieran para medir distancias en el espacio como si fueran mojones de carretera. La verdad es que su descubrimiento es uno de los que personalmente más me admiran.

Pongamos que encuentro dos cefeidas con el mismo período, es decir, que tardan el mismo tiempo desde que alcanzan el máximo y el mínimo de luminosidad. Por la propiedad especial de las cefeidas, podemos decir entonces que su brillo máximo intrínseco es el mismo en las dos estrellas, que tienen la misma magnitud absoluta o que, por ejemplo, las dos son de 100W.

Lo normal es que sin embargo la magnitud aparente observada de los brillos sea diferente. Una cefeida la veremos más brillante que otra sólo porque una estará más cerca que la otra.

De esta forma, la diferencia de brillo observado entre ambas se debe únicamente a la diferente distancia a la que se encuentran de nosotros, puesto que si las juntáramos, ambas brillarían lo mismo. Y esa distancia entre ambas la conocemos de forma inmediata, puesto que sabemos que la luminsidad disminuye proporcionalmente al cuadrado de la distancia y no tendríamos más que despejar la formulita. Así que, si conseguimos medir por paralaje la distancia a una cefeida... ¡podremos saber a qué distancia están todas las cefeidas que encontremos con ese mismo período, estén donde estén!

Pongamos por ejemplo, que encontrara una cefeida cercana que por paralaje quedara a una distancia de 50 años-luz, teniendo un período de 100 días. Si encuentro ahora una cefeida muy débil, remota, dentro de una galaxia, pero con el mismo período, mido la diferencia de magnitud aparente y deduzco la distancia a la galaxia.

Imagino la emoción de Leavitt al pensar esto y la impaciencia por encontrar una cefeida lo suficientemente cerca para poder medir su paraje. Sería la llave para conocer las distancias a las nebulosas y a las galaxias, que dicho sea de paso, por entonces no se sabían diferenciar, existiendo el debate de si la única galaxia del Universo era la nuestra o por el contrario, algunas de esas nebulosillas que se veían eran también galaxias.

Sin embargo, resultó imposible encontrar diferencias de posición por paralaje en ninguna cefeida. Estaban demasiado lejos todas. ¡Menuda frustración!

Me apena saber que Henrietta Leavitt falleció joven, con 47 años, y en vida no obtuvo un reconocimiento serio de su fundamental aporte a la astronomía.

Por suerte no tardó en llegar una solución al problema, de mano de Ejnar Hertzsprung (sí, el astrónomo que ideó el famoso diagrama de clasificación estelar del que ya hablamos aquí). Tan sólo un año después logró determinar las distancias a varias cefeidas mediante un estudio estadístico del movimiento propio de las estrellas.

¿Qué el eso del movimiento propio de una estrella? Se trata de los cambios de posición de una estrella en su posición en el firmamento. Estos movimientos son bastante aleatorios, aunque las estrellas que nos rodean siguen más o menos el sentido de giro de nuestra galaxia, como arrastradas por la corriente. Además, lógicamente unas se alejan y otras se acercan, y el movimiento del Sol dentro de la galaxia, y con él de la Tierra, también influye en los cambios de posición que observamos en el resto de estrellas.

Teniendo todo esto en cuenta, Hertzsprung empezó a hallar los patrones de movimiento en las estrellas cercanas en las que sí se podía obtener la distancia por paralaje, que además por estar más cerca presentaban mayor movimiento propio, y por estadística extrapoló los resultados a estrellas con cada vez menos movimiento propio, sin paralaje, y por tanto más lejanas. Entre éstas ya sí que había algunas cefeidas.

Quizá tengáis un pequeño lío y estéis confundiendo el movimiento propio con el cambio de posición por paralaje. Tenemos que aclarar esto. Cuando vemos cambios de posición por paralaje, lo que observamos es que una estrella cambia de posición en el firmamento, pero al cabo de un año, cuando la Tierra vuelva al mismo lugar que ocupaba en su órbita y el punto de vista que tenemos del firmamento es casi el mismo, la estrella estará en el mismo sitio que habíamos observado inicialmente. Sin embargo, cuando la estrella presenta movimiento propio, al cabo de un año la estrella no estará en el mismo sitio, sino que se habrá desplazado.

Lógicamente, las estrellas más cercanas presentan los dos tipos de cambio de posición, tanto por paralaje como por movimiento propio, y esas estrellas fueron las que examinó a fondo Hertzsprung para extrapolar las distancias halladas en ellas a aquellas estrellas que aún llegaban a tener movimiento propio pero ya no paralaje por estar demasiado lejos.

Gracias al ingenio y al trabajo minucioso de Leavitt y Hertzsprung la humanidad dio un gran salto en el conocimiento de la escala del Universo cercano.

IMÁGENES
1.- Henrietta Leavitt. Wikipedia.
2.- Ejnar Hertzsprung. Wikipedia.
3.- Movimiento propio de la Estrella de Barnard, con fotografías hechas en años sucesivos. Frog Rock Observatory.
4.- Recreación artística de las cefeidas más próximas al Sol. ESO.