distancia fotométrica

Dos electrones que salen de la punta de una aguja metálica casi al mismo tiempo comienzan a repelerse, como dos personas que intentan pasar a la vez por una puerta estrecha. Cuanto más cerca están el uno del otro, más se estorban.

Las gigantes rojas en el centro de la Vía Láctea se asemejan a faros lejanos que se encienden y se apagan. Su luz atraviesa el denso polvo, pero los métodos habituales para medir distancias fallan aquí: las estrellas son demasiado brillantes e inestables, y el polvo distorsiona la imagen. Los astrónomos encontraron un camino alternativo.

Una partícula que atraviesa una barra transparente y larga deja un destello de luz en ella: es un centelleador. Dentro de la barra, como hilos en una cuerda, se tensan fibras delgadas que recogen esa luz y la transmiten a un sensor. Así funcionan los detectores de partículas desde hace varias décadas.

Un río nocturno salpicado de diminutas chispas. No es plancton: es polen funcional, un sensor de milímetros que flota solo y mide por sí mismo la química del agua. Cada partícula es un pequeño laboratorio. En su interior se encuentran dos reactivos: uno provoca el brillo al contacto con el contaminante, y el segundo, un filtro de color, elimina las interferencias.

Si aceleramos a un observador hasta velocidades cercanas a la de la luz, el vacío que lo rodea deja de ser frío. Aparece un resplandor térmico: un efecto predicho en 1976 y bautizado en honor a William Unruh. Para aceleraciones terrestres, este resplandor es increíblemente débil, como un susurro en un concierto de rock.

Dos fotones se encuentran en un espejo semitransparente. Si llegan exactamente al mismo tiempo, siempre salen juntos, codo con codo, como gemelos que no quieren separarse. Este efecto, descubierto en 1987, se convirtió en la base de una regla cuántica para medir diminutos retrasos.

Imagina que estás fotografiando una estatua en la penumbra. Te enfrentas a un dilema: tomar una sola foto brillante o una serie de tomas oscuras desde diferentes ángulos. En el primer caso, la calidad está limitada por el ruido fotónico —la granulosidad que surge por la falta de fotones—; en el segundo, los detalles se superponen y resulta más difícil reconstruir la estructura tridimensional.

El debate cosmológico recuerda a dos maestros que miden la misma pared pero obtienen longitudes distintas. Uno usa una cinta métrica, aplicándola a puntos de referencia cercanos: las cefeidas (estrellas pulsantes que sirven de faros) y las supernovas de tipo Ia (explosiones de estrellas moribundas). Según él, la pared se estira a una velocidad de 73.5 unidades convencionales.

La orquesta cosmológica no se afina con un solo diapasón. Hay dos grupos de instrumentos: unos escuchan el zumbido del Universo primitivo — la radiación de fondo, otros leen las notas de galaxias maduras y supernovas.

Las supernovas de tipo Ia son los acordes finales y deslumbrantes en la sinfonía de la evolución estelar: cuando una enana blanca supera el límite predicho por Chandrasekhar, explota con tal brillo que por un instante eclipsa a toda una galaxia.

Las galaxias sin materia oscura son como cuentas a las que les arrancaron el hilo invisible. Alrededor de la elíptica NGC 1052 se extiende una cadena de ocho enanas espectralmente tenues: apenas contienen la masa misteriosa que hace girar los brazos espirales.

La cosmología atraviesa una fractura tectónica. Las supernovas calibradas con cefeidas, medidas por el equipo de Adam Riess, indican una velocidad de unos 73 km/s por megapársec.

Un telémetro común envía un solo pulso de luz y espera su regreso, como una persona que grita al vacío y escucha el eco. Pero si se encienden varias fuentes que brillan al unísono y se analiza no el volumen, sino el ritmo del diálogo de los destellos reflejados, la imagen se vuelve más nítida.

Imagina un globo inflable gigante con galaxias dibujadas: al inflarse, el dibujo se estira y los puntos vecinos se alejan entre sí. La velocidad de ese estiramiento es la constante de Hubble. Normalmente, los astrónomos captan la luz de estrellas lejanas y observan cuánto se ha enrojecido debido a la expansión del espacio.

La radiación cósmica de fondo es el resplandor residual del Big Bang que vemos en ondas milimétricas. Pero también tiene una cola de onda larga que se extiende hasta el rango de radio. En longitudes de onda superiores a 21 centímetros, esta luz comienza a ser absorbida por el hidrógeno neutro disperso en el espacio lejano.

Fotografiar los alrededores de un agujero negro es como grabar una fuente: una exposición corta congela las gotas, una larga las funde en rayas borrosas. La luz del gas incandescente que gira alrededor del agujero viaja hasta nosotros por caminos diferentes. Algunos rayos lo rodean en un arco, otros dan varias vueltas debido a la curvatura del espacio.

Cuando dos estrellas muertas colisionan en una galaxia lejana, dos mensajeros nos informan del evento: un estremecimiento del espacio —la onda gravitacional— y un destello de luz. Ambos mensajeros corren hacia nosotros a través del universo, pero sus caminos pueden diferir ligeramente.

Un pluviómetro común recoge el agua en un cubo y muestra el volumen total de precipitación. Pero el nuevo dispositivo es como una palma sensible que percibe cada gota que cae y las cuenta, incluso cuando son varios miles. Precisamente eso es lo que han construido los físicos.

Una habitación oscura, polvo flotando en el aire. Se enciende una linterna brillante y las motas de polvo se iluminan, revelando su posición. Los astrónomos aplicaron un truco similar a nuestra galaxia.

En el quirófano, el cirujano ilumina el tumor con un fármaco especial que lo hace brillar. Pero, ¿cómo saber si brilla intensamente por la gran cantidad de células cancerosas o simplemente porque está cerca de la superficie? Una cámara normal no distingue esto, y el médico puede equivocarse, dejando parte del tumor o extirpando tejido sano de más.

Cuando una estrella masiva explota, sus restos se dispersan como fragmentos de fuegos artificiales. Pero, ¿cómo saber a qué distancia de nosotros ocurrió tal explosión? Los astrónomos han encontrado un método: observan las nubes de gas con las que chocan estos restos. La idea es simple.

Una piedra arrojada a un estanque crea ondas curvas, pero desde lejos parecen líneas rectas. Los destellos de rayos gamma de un agujero negro en evaporación se comportan igual: una explosión distante envía ondas planas, mientras que una cercana llega curva.

Los astrónomos miden las distancias en el universo mediante explosiones de estrellas especiales: las supernovas de tipo Ia. Estos destellos tienen casi siempre el mismo brillo, como bombillas de potencia conocida. Sabiendo cuánta luz nos ha llegado, se puede calcular a qué distancia ocurrió la explosión.

Un telémetro láser común funciona como un cronómetro en una carrera de 100 metros: mide el tiempo que tarda la luz en ir al objetivo y volver. Pero ese cronómetro tiene un límite: hace clic con un paso de decenas de picosegundos (billonésimas de segundo).

Dos rayos láser, como dos lápices, dibujan una escala invisible en la pared. Una punta se mueve un poco más rápido que la otra, y según cómo sus trazos coinciden o se separan, se puede calcular la distancia a la pared con una precisión del grosor de una telaraña.

Dos reflectores colocados uno al lado del otro: desde lejos, su luz se funde en una sola mancha y parece que hay una única fuente. Así ocurre también en el espacio: alrededor del 10–20% de las estrellas tenues son en realidad pares cercanos de astros idénticos. Por separado no se pueden distinguir, pero juntos brillan notablemente más que una estrella individual con los mismos parámetros.

La luz de una estrella lejana tarda miles de millones de años en llegarnos, y durante ese tiempo el universo tiene tiempo de expandirse. ¿Cómo comprobar que entendemos correctamente ese viaje?

En galaxias lejanas viven estrellas viejas que se hinchan y se enrojecen. Entre ellas hay dos grupos que parecen faros: unas acaban de encender la combustión de helio, otras ya queman carbono y oxígeno.

Una linterna en una niebla espesa es inútil: el haz se dispersa y la luz reflejada se ahoga en el ruido. Pero si se unen dos fotones con un hilo invisible, uno de ellos puede atravesar la niebla y volver, mientras el otro permanece a salvo. Esa conexión se llama entrelazamiento cuántico: dos partículas se comportan como un todo único, incluso cuando están muy separadas.

Un estallido de rayos gamma es una explosión breve pero increíblemente potente en una galaxia lejana. En unos segundos libera tanta energía como el Sol emitirá en miles de millones de años. El satélite Neil Gehrels Swift capta estos destellos con un telescopio especial llamado BAT, que ve rayos gamma.

La luz de una farola, al atravesar las persianas, parpadea: las rendijas se mueven y el brillo sube y baja. Por ese ritmo se puede deducir cuán ancha es la propia farola. Más o menos así funciona el nuevo método para medir estrellas: en lugar de capturar una imagen nítida, los astrónomos siguen el «parpadeo» de la luz recogida por dos o más telescopios a la vez.

La luz de una bombilla ordinaria es un flujo de fotones individuales, como gotas de un grifo. Pero existe luz donde los fotones viajan en parejas, como gemelos que caminan juntos. Esta luz agrupada se ha querido usar durante mucho tiempo para medir distancias y fotografiar objetos ocultos tras una esquina.

El universo se expande, pero a qué velocidad es una pregunta que ha inquietado a los astrónomos durante décadas. Dos métodos de medición dan respuestas diferentes, y esta discrepancia se conoce como la tensión de Hubble. Unos observan el universo temprano a través de la radiación cósmica de fondo, otros miran supernovas cercanas y cefeidas.

En las oscuras nubes de gas interestelar donde nacen las estrellas, la materia se acumula en densos nudos: las futuras cunas de los astros. Los astrónomos miden las distancias entre estos nudos a partir de fotografías del cielo, pero la fotografía es plana, mientras que la nube es tridimensional. Convertir del plano al volumen no es una tarea tan sencilla como parece.

Cuando una estrella lejana explota, su luz viaja hacia nosotros durante miles de millones de años. Los astrónomos miden cuán tenue parece y con ello calculan la distancia. Normalmente se usan modelos complejos con energía oscura y otros misterios.

La luz de una misma fuente puede "encontrarse" consigo misma, y entonces en la pantalla aparecen franjas, como las ondas que se forman al lanzar dos piedras al agua. Los físicos llevan tiempo logrando esto con dos fotones, pero conseguir que cuatro partículas de luz se fusionen a la vez era difícil: las fuentes de fotones individuales perdían demasiadas partículas en el camino.

El microscopio de fluorescencia se parece a un fotógrafo que dispara en la oscuridad: cuantas más fotos, mejor se ve, pero cada foto cuesta fotones. En una célula viva, el suministro es limitado; de lo contrario, la luz simplemente mataría la muestra.

Las supernovas de tipo Ia son como bombillas de la misma potencia: cuanto más tenue es la luz, más lejana está la fuente. Estas supernovas sirven para medir distancias a galaxias lejanas. Pero el polvo cósmico, como un vidrio sucio, atenúa y tiñe la luz, dificultando los cálculos precisos.

Los astrónomos utilizan las supernovas de tipo Ia —explosiones termonucleares de enanas blancas— como «candelas estándar»: durante mucho tiempo se consideró que su luminosidad máxima era la misma en todos los rincones del universo.

Astrónomos encontraron en el Universo un objeto invisible que pesa apenas un millón de soles — para el cosmos es una nimiedad, cien veces más ligero que todo lo que se había podido 'pesar' a tales distancias. El objeto no brilla, pero se delató al curvar la luz de una galaxia aún más lejana.