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Cuando una ambulancia se dirige hacia usted, el tono o frecuencia de su sirena aumenta. Cuando la ambulancia pasa de largo y comienza a alejarse, el tono se hace más grave, es decir, la frecuencia disminuye. Este fenómeno, conocido por todos, se denomina Efecto Doppler y es la base de muchísimas aplicaciones tecnológicas de nuestra vida diaria, desde métodos de diagnóstico médico hasta radiotelescopios e instrumental meteorológico para predecir tornados.
Cuando Edwin Hubble propuso en 1929 su teoría de que el Universo se expandía, quedó claro de inmediato que los cuerpos celestes que se estuvieran alejando de nosotros sufrirían el efecto Doppler exactamente igual que las ambulancias: en el caso de cuerpos luminosos o emisores de radiación, la frecuencia de las ondas debía disminuir si el objeto se aleja. Como el rojo está en la parte más baja del espectro visual, los astrónomos llaman a este efecto Doppler, simplemente, corrimiento al rojo o redshift. Se lo representa por la letra z.
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Las predicciones de Hubble se demostraron experimentalmente gracias al corrimiento al rojo: casi cada una de las galaxias visibles, en cualquier parte del espectro (rayos X, ultravioletas, infrarrojos o luz visible) evidenciaba un corrimiento al rojo correspondiente a la velocidad a la cual se alejaba.
Sin embargo, pronto se observó que no todas las fuentes luminosas se alejaban de nosotros a la misma velocidad: en rigor, las que estaban más cerca se desplazaban más despacio, mientras que las más lejanas lo hacían a velocidades increíbles. ¿En qué proporción aumentaba su velocidad? Los estudios demostraron que, con cada millón de años luz de incremento en la distancia, la galaxia acelera 80.000 km/hora. Esto quiere decir que una galaxia situada a 4 millones de años luz de nosotros se aleja a 160.000 km/h más rápido que una situada a sólo 2 millones de años luz. Este valor de 80.000 km/h por millón de años luz es, aparentemente, una de las leyes fundamentales del Universo, y se lo denomina, adecuadamente, Constante de Hubble.
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Los primeros en preocuparse por los arcoiris y los espectros fueron —cuándo no— nuestros ancestros culturales, los árabes. Enmarcado en la Escuela de Averroes, un científico iraquí llamado Abú Alí Hassan ibn Al-Haitham, conocido por toda la eternidad por la forma latinizada de su nombre de pila (Al Hazén), escribió alrededor del año 1000 un extenso tratado en siete tomos sobre óptica. Ya había, anteriormente, escrito un libro en que discutía la doctrina ptolemaica y otro en que analizaba la filosofía aristotélica.
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Su trabajo sobre óptica, Kitab al-Manazir, fue traducido hacia 1270 bajo el título de Opticæ thesaurus Alhazeni, y discute allí la naturaleza de la luz, la refracción, el papel de la atmósfera, la fisiología de la visión y muchos temas más. En el tomo VI, postula correctamente que la atmósfera no es infinita, sino que mide 15.000 metros de espesor, y que un atardecer rojo es producido por la refracción de la luz del sol en el aire cuando el astro se encuentra a menos de 19° del horizonte. El libro VII, íntegramente dedicado a la refracción, afirma que este fenómeno es el responsable de la descomposición de la luz en un arcoiris.
Luego de Al Hazén, la refracción espectral fue estudiada por Roger Bacon, por el franciscano John Peckham (1250) y por Witelo (en realidad, Witek: se lo llamaba Thuringopolonus por su nacionalidad y su ciudad natal). Ellos deformaron en cierta medida la teoría de Al Hazén, ya que estaban contestes en que el arco iris se constituía mediante la imagen del Sol reflejada en una especie de espejo cóncavo formado por una nube cargada de lluvia.
En el Año del Señor de 1300, un monje llamado Thierry de Freiberg decidió, como Al Hazén, abandonar las especulaciones teóricas y pasar a la ciencia experimental: mediante un trabajo minuciosamente controlado, estudió el arco iris haciendo pasar rayos de luz por esferas de cristal llenas de agua, y consiguió predecir el ángulo y la trayectoria de cada rayo de luz al cambiar de medio transmisor, comprobando que cada uno se reflejaba en el interior de las gotas esféricas:
Aire à cristal à agua à cristal à aire
Había descubierto, por supuesto, a través del método experimental, los principios de la espectrografía. Los conocimientos logrados por Thierry de Freiberg fueron reproducidos, en 1360, en el libro De Meteoris, de Themon Judí (que es sólo un apodo que quiere decir "Hijo de Judío", tīmon ju dīí) y, a través de éste, se propagaron hasta el Renacimiento Italiano, donde los recogieron (y una vez más los distorsionaron) Marco y Antonio de Dominis, Alessandro Piccolomini, Simón Porta y otros. A través de este proceso, la naturaleza de los espectros luminosos llegó hasta Descartes y sus coetáneos.
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Sin embargo, el trabajo de Al Hazén había sido olvidado, y Freiberg creyó que los colores en que se convertía la luz blanca al pasar por sus prismas esféricos eran sólo un "efecto de superficie", una "distorsión de la calidad de la luz" producida al atravesar la interfase aire-vidrio. En su obra no hay una palabra acerca del capital concepto de descomposición de la luz.
Pero, a estas alturas, ya había nacido el hombre que pondría fin a las dudas y controversias. En efecto, en 1665 Isaac Newton cambió los prismas esféricos de Freiberg por prismas triangulares, y observó que los rayos de luz blanca se transformaban en siete colores nuevos. Deseando demostrar que Freiberg estaba equivocado pero que Al Hazén tenía razón, colocó un segundo prisma en forma perpendicular al primero, y comprobó que
los "espectros" se alargaban longitudinalmente, pero que el ángulo en que se refractaba cada color permanecía constante.
Tomó entonces una sola "banda de color" (hoy diríamos "luz de una misma longitud de onda") producida por el primer prisma, y la hizo atravesar el segundo. A la salida de éste, la luz roja seguía siendo roja, y el ángulo del rojo se mantenía constante.
Sus estudios le tomaron un año completo: finalmente, como prueba maestra, tomó dos prismas, los colocó en forma opuesta sobre un mismo plano, y comprobó alborozado, en 1666, que el segundo prisma recomponía los siete colores producidos por el primero para producir... ¡luz blanca!
El experimento de Newton
Había demostrado que los siete colores del arco iris no son un efecto de superficie, sino que realmente la luz blanca está compuesta por siete colores, cada uno con su ángulo característico, que se llama "índice de refracción" y se representa por la letra n.
Un niño nació en la aldea bávara de Straubing en 1787, más de 100 años después de los experimentos de Newton.
Su nombre era Joseph von Fraunhofer, y quedó huérfano muy niño. Como consecuencia de ello y debiendo alimentar a su familia, comenzó a trabajar, con sólo 11 años de edad, como aprendiz de vidriero. En 1801, el edificio donde se alojaba la vidriería se derrumbó, y todos los que allí trabajaban murieron. Todos menos Fraunhofer.
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Se convirtió en un vidriero y óptico experto, y más tarde, ya convertido en profesor de física de la Universidad de Munich, Fraunhofer se abocó a la ímproba tarea de diseñar lentes acromáticas para telescopios, pero descubrió con desazón que tal labor requería una increíblemente exacta determinación de los índices de refracción de los distintos vidrios ópticos, conocimiento que no estaba disponible por aquel entonces.
¿Qué hacer? Pues descubrir los n de sus cristales, ni más ni menos. Sabiendo que el ángulo dependía de la longitud de onda de cada color, diseñó y construyó el primer retículo de difracción en 1816, con el que pudo medir las longitudes de cada tipo de luz con suma precisión. Observando los espectros de llamas sobre las que quemaba distintas sustancias químicas, advirtió que algunas zonas de los mismos estaban atravesadas por rayas negras, y correctamente dedujo que cada elemento químico tenía una banda negra que le pertenecía. Lo mismo comprobó para la luz solar. Comprendió que esas líneas negras (que hoy llamamos "líneas de Fraunhofer") se debían a que los elementos presentes en la llama absorbían determinados colores que les eran propios (de ahí su "ausencia" en el espectro), lo que, razonó, permitiría identificar no sólo la composición química de cualquier sustancia que se quemara sobre una llama, sino también la estructura de cada estrella. El primer paso fue, por tanto catalogar las líneas producidas por diversos materiales. Fraunhofer midió con toda exactitud la posición de 324 líneas negras que pudo ver en su instrumento, y designó con letras a las más prominentes y frecuentes. La moderna espectrografía había nacido.
Esquema de Fraunhofer de sus líneas de absorción
Fraunhofer contrajo tuberculosis, y murió a causa de su enfermedad en Munich el 7 de junio de 1826. Tenía sólo 39 años, pero su trabajo fue tan trascendental que la espectrografía se ha transformado en una herramienta básica de la química y la astronomía. Dicho sea de paso, el lente acromático que construyó en 1816 se sigue utilizando en todos y cada uno de los modernos telescopios del mundo.
Los registros espectrales de los objetos celestes sufren, como es obvio, el fenómeno de corrimiento al rojo, tanto más notable cuanto más lejana es su fuente, lo que es lo mismo que decir cuanto más rápido se aleja de nosotros.
El valor z puede definirse de la siguiente manera: cuando una galaxia está alejándose de nosotros, la luz que nos llega ha aumentado su longitud de onda (se ha "corrido hacia el rojo"). Este aumento de la longitud es, precisamente, lo que se valora como z.
Por dar un ejemplo: el corrimiento al rojo del cuásar 3C273 tiene un valor z de 0,15. Esto significa que la luz del hidrógeno del cuásar (que debería tener una longitud de onda de 1216 Å), llega a nuestro telescopio con una longitud de 1318 Å, es decir, con un factor 1,15 veces mayor. Se ha corrido al rojo un 15%.
Obviamente, como z depende la Constante de Hubble, el z de los astros o galaxias cercanos es prácticamente 0, mientras que para los cuásares y las galaxias muy lejanas puede ser muy superior a 1. Una galaxia ubicada a 7.000 millones de años luz tiene un z = 0,835. Hoy día, se conocen cuásares con z igual o superior a 6,28, ubicados, por tanto a más de 13 mil millones de años luz, el tiempo que ha tardado su luz en recorrer el camino hasta nosotros. Como el Universo no tiene ni puede tener más de 14 mil millones de años de edad, observar este tipo de objetos implica visualizar un Universo en pañales, tal como fue cuando recién se había formado.
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No es extraño, por lo tanto, que la mayor parte de las estrellas de tipo infantil aparenten estar formándose en las galaxias de alto corrimiento al rojo, esto es, las más lejanas. Y decimos "aparenten" porque no hemos de olvidar que lo que estamos viendo es una "fotografía" de lo que sucedía allí hace 13 mil millones de años.
Uno de los parámetros utilizados en la identificación de galaxias de alto corrimiento al rojo es la línea espectral del hidrógeno, con una longitud de onda de 121,6 nm (1216 Å). Esta línea en particular se llama Lyman-alfa (abreviada como L-α). La L-α de los objetos de alto z está tan corrida hacia el rojo que en vez de medir 1216 Å puede ser de 6200 Å o más. A esas longitudes de onda, la Línea de Fraunhofer para el hidrógeno es completamente roja.
Por otra parte, las galaxias, cuyo espectro fotométrico es la resultante de sumar la luz de muchos cientos de miles de millones de estrellas, deberían mostrar un espectro continuo. Pero esto no es así: se ha observado una fuerte caída del flujo de luz en las inmediaciones del L-α, casualmente en la longitud de onda del hidrógeno. Este fenómeno se debe a que las galaxias de alto z suelen estar rodeadas por grandes nubes de hidrógeno que, como es lógico, absorben la luz de su correspondiente longitud de onda, evitando así que nosotros la detectemos. Esta "ausencia" de flujo espectral en las cercanías del Límite de Lyman se conoce como Discontinuidad de Lyman ("Lyman-break", por lo que su sigla es LB). Por ello, este fenómeno se ha convertido en una técnica muy eficiente para identificar galaxias lejanas. Las galaxias que son muy azules en las bandas de la V a la R y muy rojas de la B a la V presentan un muy marcado LB, y su corrimiento al rojo se sitúa por encima del valor 4. Esto quiere decir que se encuentran a más de 13 mil millones de años luz: el Génesis en vivo y en directo. Estos objetos han sido denominados LBG (Lyman-break galaxies, Galaxias en la Discontinuidad de Lyman).
La formación de VLTs en Atacama. Con ellos se estudian las LBG.
Como era dable esperar, las galaxias LBG presentan una tasa de estrellas en formación incontables veces mayor que las de nuestras cercanías, o, lo que es lo mismo, en el pasado remoto se formaban muchísimas más estrellas que hoy en día. Por lo tanto, estudiar concienzudamente a los objetos LBG nos mostrará sin sombra de dudas cómo era el Universo cuando se estaba formando, poco tiempo después del horrísono Big Bang.
Uno de los más interesantes objetos LBG descubiertos hasta el momento es el protocúmulo TN J1338-1942, en cuyo interior "habitan" miles de galaxias LBG en formación. El corrimiento al rojo de TN J1338-1942 (en adelante, "TN" para abreviar) es de nada menos que de 4,1, lo que significa que se encuentra a 13.500 millones de años luz y que se aleja de nosotros a la friolera del 90% de la velocidad de la luz (0,9 c). ¡Y acelerando de acuerdo a la Constante de Hubble!
 Espectro de diez de las galaxias que se están formando en el interior de TN. A la izquierda, la intensidad. Abajo, la longitud de onda en nanómetros. La marca de color señala la línea de absorción del hidrógeno ó L-α |
TN cumple con todas las condiciones esperables en este tipo de objeto: su espectro presenta la característica discontinuidad LB, es especialmente brillante en el sector L-α y está formando galaxias a increíble velocidad, lo cual es lógico dado que estamos observando un objeto que "existe" en un momento del tiempo en el cual el Universo sólo tenía 1.000 millones de años de antigüedad (el 7% de la edad actual del Cosmos). Esto significa que la luz proveniente de TN ha necesitado un tiempo igual al 93% de la edad del Universo para llegar hasta nosotros. Independientemente de ello, TN es el objeto L-α mαs brillante del cielo e, indudablemente, el más grande y masivo observable en el hemisferio sur.
TN presenta, además, una gran fuente emisora de ondas de radio (radiación de baja frecuencia), característica que llamó la atención de los radioastrónomos en primer lugar. Más tarde, el análisis espectral de la luz de TN demostró que había un fuerte déficit de las gamas azules, lo que puede deberse a que las turbulentas nubes de gas que rodean al cúmulo se han "comido" los fotones azules en las inmediaciones de la L-α. Las imαgenes bidimensionales del espectro lumínico de TN permiten asegurar que el "manto" de nubes que rodea al protocúmulo mide 4", lo que es tanto como decir que tiene 30 kiloparsecs de espesor. Cada parsec son 3,26 años luz.
Las imágenes ópticas de TN y sus galaxias "hijas" fueron logradas a través del ESO-VLT (European Southern Observatory - Very Large Telescope, Observatorio Europeo Meridional - Telescopio Muy Grande) de Paranal, en el desierto de Atacama, Chile. Su nombre es muy adecuado ya que tiene un grupo de espejos de 8,5 m de diámetro cada uno.
Impresionante imagen del interior de un VLT
Observando las fotos tomadas por ESO-VLT, los astrónomos llegaron a la conclusión de que se hallan frente a la primera oportunidad de investigar cómo se formaron las galaxias primigenias, y especialmente cómo se agruparán las mismas para formar cúmulos de galaxias. El problema siempre estribó en que las agrupaciones de galaxias del espacio relativamente "cercano" ya estaban formadas desde hace miles de millones de años, por lo que nunca se pudo estudiar su proceso de agrupamiento.
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Lo que estamos observando en el cúmulo TN es, precisamente, cómo están emergiendo los grupos de galaxias desde el gas caliente producido por el (entonces muy reciente) Big Bang. La mayor parte de estos "criaderos de galaxias" son objetos radioemisores, y, desde que se los descubrió por primera vez, se han convertido en los mejores lugares para tratar de observar estos fenómenos primordiales.
Ninguno ha resultado tan bueno como TN J1388-1942. Su emisión de ondas de radio es diez veces más fuerte que la de nuestra Vía Láctea. La única explicación posible de tal magnitud de energía irradiada es que se produce en violentísimos procesos (acaso fenómenos de marea) provocados por los agujeros negros supermasivos que "viven" en el centro de cada una de las galaxias dentro del cúmulo. Estas señales radiales son tan fuertes, que representan el motivo principal de que estos objetos sean tan fáciles de descubrir aunque se encuentren en el mismísimo borde del Universo.
El modelo teórico acerca de la formación de galaxias en estos cúmulos dice que, a poco de producida la Creación, grandes masas de gas comenzaron a condensarse. Se formaron las primeras estrellas, que luego se agruparon en pequeñas galaxias, y más tarde éstas se unieron unas con otras para formar unidades más grandes. Las agrupaciones de estas galaxias resultantes se llaman "cúmulos ricos", densamente poblados de galaxias gigantescas y normalmente emisores de potentes señales de radio. Estamos hablando de uno de los tipos de objetos más grandes y masivos del Universo, y sin duda del más antiguo y remoto de todos.
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Las galaxias de TN, de las cuales 28 se conocen bien, de 23 se dispone de información detallada, y 20 están en efecto dentro del cúmulo, rotan a una velocidad de varios cientos de kilómetros por segundo. El ancho total del cúmulo entero es de 10 millones de años luz, y su mera existencia implica la confirmación de que enormes cúmulos formados por grandes galaxias con agujeros negros supermasivos en sus centros ya se habían comenzado a formar en esta temprana etapa del Universo, cuando los gases ardientes del Big Bang ni siquiera habían tenido tiempo de comenzar a enfriarse.
A partir del número de galaxias descubiertas en TN y del volumen que ocupan, los astrónomos del ESO han calculado la masa del cúmulo en su conjunto: el resultado es de 1.000 billones (1015) veces la masa del Sol. Para establecer un parámetro de comparación, la masa de nuestra propia galaxia es de apenas 6 x 1011 masas solares. O sea que TN contiene por sí solo la masa de 1.700 Vías Lácteas. Para que semejante monstruo cósmico llegue a convertirse en uno de los cúmulos "normales" que observamos en nuestra vecindad, tendría que contraerse a un ritmo de un orden de magnitud por cada mil millones de años. Ni siquiera los cosmólogos de cabeza más fría son capaces de imaginar un proceso semejante.
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Pero TN no es el único cúmulo en esas condiciones: el ESO-VLT ha descubierto otro parecido (no tan lejano y por tanto no tan antiguo), al que han denominado MS 1512-cB58. Su descubrimiento se debió a una afortunada circunstancia: un gran cúmulo de galaxias llamado MS 1512+36 se encuentra a mitad de camino entre MS 1512-cB58 y la Tierra, y es tan masivo que su poderosa "lente gravitacional" amplificó el brillo de la otra más de 50 veces.
Las observaciones del ESO-VLT acerca de objetos tales como TN J1388-1942 y MS 1512-cB58 han establecido una importante vinculación entre estos "protocúmulos" y sus grandes fuentes de ondas de radio asociadas: las 4 fuentes de onda larga estudiadas hasta ahora por el observatorio chileno demuestran que cada cúmulo con galaxias en formación alberga o ha albergado una fuente muy brillante en la banda de las ondas de radio, que necesariamente debe tener gigantescos agujeros negros en el núcleo. La fuente de radio asociada con TN es sumamente asimétrica, y su comportamiento, tanto como el de la luz visible emitida por TN, parecen indicar que han sufrido una intensa interacción con densas nubes del gas primordial.
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Además, su mera existencia apunta a que el Big Bang original no proyectó la masa y la energía uniformemente en todas direcciones, sino que, como las viejas teorías predijeron siempre, hubo lugares de mayor densidad donde deben haber comenzado a formarse las galaxias. Objetos como TN J1388-1942 están, casualmente, en estas zonas de alta densidad, exactamente donde se suponía que estarían. Contestar a la pregunta de por qué el Big Bang no esparció la Creación uniformemente, sin embargo, ya es otro cantar. No hay teoría, al día de hoy, capaz de explicar esta asimetría.
Para tener una imagen aún más clara de estas increíbles primeras fases del verdadero Génesis, lo que se necesita a partir de ahora es establecer con mucho cuidado los límites de los protocúmulos (TN es el candidato más obvio) y llevar a cabo un minucioso análisis del color espectrográfico y la forma de las numerosas galaxias que se están formando en su interior. Y ya existe la herramienta adecuada para ello: es la ACS-HST (Advanced Camera for Surveys Hubble Space Telescope, Cámara Avanzada de Investigación Telescopio Espacial Hubble) que ha sido adosada recientemente al observatorio orbital.
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Gracias a Fraunhofer, Hubble, Doppler y a los extenuados astrónomos del ESO-VLT y de la ACS-HST, estamos viendo a través de los ojos de Dios. Nos estamos asomando, sorprendidos, a los primeros instantes de la Creación, a los primeros versículos del Génesis. Por primera vez asistimos al proceso de formación de los objetos que observamos, ya maduros, en las cercanías de nuestra propia galaxia. El estudio de los protocúmulos primordiales nos darán inapreciables datos acerca de las diferencias de densidad del Universo infantil que permitieron que la masa se agrupara en galaxias, acerca de la naturaleza esencial de la gravedad, de la velocidad de expansión del espacio, de la abundancia o carencia de materia oscura y muchos, interminables conocimientos más.
Al ritmo actual de avance de la tecnología y con la subsiguiente observación de nuevos objetos LBG, acaso en unas pocas décadas seamos capaces de formarnos una idea mucho más clara acerca de lo que sucedió cuando la Gran Voz gritó "¡Hágase la luz!"... y la luz se hizo.
NOTA: Desde que el presidente Bush de los Estados Unidos anunció cambios en concepto en los planes espaciales de la NASA, pero sin mejorar sus presupuestos, ha quedado en discusión, y aún no es seguro, si el telescopio espacial Hubble continuará en operación. Esto se debe a que se podría suspender el mantenimiento periódico que se le realiza —imprescindible para que siga funcionando—, para lo cual debe ser visitado por un transbordador.
