La mayor estructura del Universo

¿Cuál es la mayor estructura conocida por el hombre? El récord lo ostenta un supercúmulo de miles de galaxias llamado la Gran Muralla Sloan (Sloan Great Wall, SGW). Su tamaño es tan monstruoso que resulta imposible de asimilar para la mente humana. Con una longitud de 1370 millones de años luz, es tan grande que ocupa casi 1/30 parte del radio del Universo visible (unos 47 mil millones de años luz). La SGW está situada a unos mil millones de años luz de la Vía Láctea y fue descubierta en 2003 por J. Richard Gott y Mario Jurić, de la Universidad de Princeton, a partir de los datos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS). La SGW está formada por varios supercúmulos galácticos, siendo el mayor de ellos SC1 126.

Hasta el descubrimiento de la SGW, la mayor estructura conocida era la Gran Muralla CfA2, descubierta en 1989 por Margaret Geller y el recientemente fallecido John Huchra. La Gran Muralla CfA2 está situada a 350-500 millones de años luz de la Vía Láctea, tiene unos 500 millones de años luz de longitud y un espesor de "sólo" 20 millones de años luz.


La Gran Muralla Sloan (arriba) a la misma escala de la Gran Muralla CfA2 (abajo). La Vía Láctea está situada en el vértice de cada segmento circular. Cada punto en esta imagen es un cúmulo de galaxias con cientos de miles de millones de estrellas (Gott et al.).

El nombre de "muralla" se debe a que el espesor de la SGW es muy pequeño comparado con su longitud. En realidad, la SGW es lo que se denomina un superfilamento de la telaraña cósmica, la compleja estructura formada por los cúmulos de galaxias en el universo observable. Los cúmulos y supercúmulos galácticos no están distribuidos arbitrariamente por el espacio, sino que se agrupan formando una red de nodos, filamentos y vacíos. Este patrón cósmico se originó poco después del Big Bang gracias a la influencia de la materia oscura, que es el principal componente de la masa de estos cúmulos. Aunque por lo general sólo somos capaces de ver la "materia normal" (materia bariónica, esto es, las estrellas que componen las galaxias), se supone que la distribución de materia oscura a gran escala debe seguir más o menos la distribución de la materia bariónica visible.

Las simulaciones por ordenador de la evolución del Universo predicen de forma bastante precisa la formación de esta red de filamentos y vacíos en un cosmos dominado por la materia oscura fría y la energía oscura (modelos ΛCDM). Por lo tanto, le corresponde a la astrofísica observacional rebatir la fidelidad de estos modelos mediante la realización de mapas tridimensionales de las estructuras del Universo. Aunque la existencia de la Gran Muralla CfA2 no contradice los modelos ΛCDM, la SGW es tan enorme no casa bien con todos ellos. De hecho, muchas simulaciones numéricas han sido incapaces de reproducir las propiedades de la SGW. Hay que tener en cuenta que uno de los principios fundamentales de la cosmología es que, a gran escala, el Universo es básicamente homogéneo. Esta frontera se denomina "límite de la grandeza" y tiene un valor aproximado de 300 millones de años luz.

 
Estructura de filamentos y vacíos del Universo a gran escala según los modelos ΛCDM.

¿Y qué hay más allá de la SGW? La cuestión es compleja, porque levantar un mapa del Universo no es lo mismo que hacer un mapa de carreteras de la provincia más cercana. Más allá de las obvias dificultades técnicas, el problema es que a medida que nos alejamos de la Vía Láctea estamos viajando hacia atrás en el tiempo. Además, debemos recordar que el Universo no es estático, sino que se está expandiendo continuamente. En cualquier caso, si hacemos un mapa a gran escala veremos que a partir de cierta distancia (o edad) las galaxias empiezan a dejar paso a los cuásares (núcleos de galaxias activas). En total se estima que en el Universo visible hay unos 170 mil millones de galaxias, lo que hace un total de 10²² - 10²⁴ estrellas.

 
Mapa de los cúmulos galácticos cercanos vistos por el SDSS. La Vía Láctea está en el centro 

 
Mapa del Universo conocido. El mapa de arriba con la Gran Muralla Sloan cabe en el pequeño círculo del centro (Gott et al.).


Escalas del Universo medidas desde el centro de la Tierra (Gott et al.).

Es muy posible que la SGW no sea la mayor estructura en el Universo observable. Al fin y al cabo, el SDSS sólo ha medido el corrimiento al rojo (z) de una pequeña fracción de galaxias. Además, los cúmulos más lejanos -y por lo tanto, los más jóvenes- son también más difíciles de detectar. No obstante, la teoría nos dice que no deberían existir estructuras mucho más grandes que la SGW. De encontrarlas, la cosmología actual se enfrentaría a un serio problema.


Varios cúmulos y supercúmulos galácticos vistos desde la perspectiva de la Tierra (en coordenadas galácticas) (2Mass Survey).

Más información:

• The Sloan Great Wall. Morphology and galaxy content, M. Einasto et al. (ArXiV, 9 de mayo de 2011).
• A Map of the Universe, J.R. Gott et al. (ArXiV, 20 de octubre de 2003).

Primeros resultados de Planck

Hoy se han dado a conocer los primeros resultados del satélite europeo Planck. Esta misión tiene por objetivo analizar el fondo cósmico de microondas (CMB) con una resolución sin precedentes para aportar nuevos datos sobre el origen de nuestro Universo. Planck fue lanzado el 14 de mayo de 2009 y desde el 13 de agosto estudia el cielo observando el cielo en longitudes de onda correspondientes a las microondas.

Planck (ESA).

Pero, como ya se sabía de antemano, los resultados que hemos conocido hoy no tienen nada que ver con la cosmología, sino con fuentes tales como cúmulos de galaxias o el gas interestelar. O lo que es lo mismo, todas aquellas cosas que los cosmólogos califican como "ese ruido molesto que está en primer plano" y que quieren eliminar a toda costa de los datos para poder desvelar así los secretos de la materia y la energía oscuras. Pero lo que es "ruido molesto" para algunos se transforma en materia prima de investigación para otros astrónomos.

Rango del espectro de microondas del CMB observado por los instrumentos HFI y LFI (ESA).

De entrada, ya se ha publicado un catálogo de 15000 fuentes compactas en microondas o ERCSC (Early Release Compact Source Catalogue), algunas situadas dentro de la Vía Láctea y otras más allá. Este catálogo podrá ser ampliado a medida que otros instrumentos o el propio Planck continúan observando el cielo. Está previsto que los criostatos del satélite puedan permitir cinco observaciones completas de la bóveda celeste como mínimo, es decir, casi dos observacionales adicionales a las ya efectuadas hasta el momento.

El primer resultado novedoso es el descubrimiento del Fondo Cósmico Infrarrojo (CIB) correspondiente a los procesos de formación estelar en otras galaxias. Sí, he dicho bien, infrarrojo, no microondas. Las regiones donde nacen las estrellas están rodeadas de polvo, por lo que sólo son visibles a través de longitudes de onda infrarrojas. Pero la radiación infrarroja de las regiones de formación estelar de las galaxias lejanas se halla desplazada hacia el rojo por culpa de la expansión del Universo, justo en el rango de microondas observado por Planck. Y esto es muy interesante porque, por primera vez, Planck ha detectado la radiación infrarroja de galaxias que se estaban formando apenas dos mil millones de años después del Big Bang.

Fondo cósmico infrarrojo proveniente de galaxias lejanas (ESA).

La segunda novedad tiene que ver con la misteriosa emisión de microondas que proviene de las regiones más densas de la Galaxia. Planck ha confirmado que el origen de esta radiación son los granos de polvo interestelares que giran muy rápidamente a frecuencias altísimas, lo que ayudará a los cosmólogos a eliminar esta "fuente de ruido".

Radiación del polvo interestelar observada por Planck (rojo y verde). Se aprecian estructuras que probablemente delatan zonas de formación estelar (ESA).

Otro descubrimiento importante es el relativo a los supercúmulos de galaxias, las fuentes de ruido extragalácticas más importantes. Estos cúmulos aparecen en las imágenes de Planck como zonas de distinta temperatura en el CMB por culpa del Efecto Sunyaev-Zeldovich. Los nuevos resultados permitirán detectar nuevos supercúmulos, todo un objetivo cosmológico en sí mismo.

El efecto Sunyaev-Zeldovich permite detectar supercúmulos galácticos en el CMB previamente observados en rayos X (ESA).

Por lo demás, sólo nos queda felicitar a la ESA por una impecable rueda de prensa y por un maravilloso trabajo. Ahora, deberemos esperar a 2013 para poder conocer los primeros resultados cosmólogicos de la misión.

Más información:

• Planck Early Results Papers (ESA).
• Rueda de prensa: Los primeros resultados de la misión Planck de la ESA, Francis the Mule Science News.

Libro: The Grand Design

La publicación del último libro de Stephen Hawking ha estado rodeada de una gran polémica sobre la existencia de dios. Menuda se ha armado porque Hawking es ateo, algo por otro lado de sobras conocido. Se trata de una polémica doblemente absurda, porque, primero, tan lícito es ser ateo como creyente, y, segundo, porque la existencia de un creador no es el tema central del libro.

The Grand Design (Stephen Hawking y Leonard Mlodinow, 2010) es un pequeño libro de divulgación científica que se puede leer en una tarde de domingo. Está dirigido a un público muy general, así que puede resultar aburrido o banal para la mayoría de lectores con formación científica. Cuidado, no digo que el libro sea malo, porque no lo es. Está escrito de forma simple y directa, sí, pero eso no impide que tenga algunos pasajes realmente buenos ("Traditionally, these are questions for philosophy, but philosophy is dead"). También es de agradecer que esté ilustrado con gran esmero y cuidado, algo muy raro en estos tiempos.

Nunca he sido un fan de la obra de Hawking, pero he de reconocer que este libro me ha gustado. Es un magnífico resumen del estado actual de la física y la cosmología. Sin entrar en muchos detalles, eso sí. Quien quiera conocer los últimos avances sobre la Teoría M o la energía oscura deberá buscar las respuestas en otro lado. Pese a todo, no sería mala idea declararlo lectura obligatoria para nuestros políticos.

Penrose y el origen del Universo

¿Qué tienen en común Roger Penrose y Stephen Hawking? De entrada, ambos han dedicado su carrera a temas muy parecidos y los dos fueron premiados con el premio Wolf en 1988. Pero el nexo común más importante es su fama. Si un físico desarrolla un modelo cíclico del Universo y cree ver vagas evidencias del mismo en el fondo cósmico de microondas (CMB), nadie le haría mucho caso. Existen cientos de teorías cosmológicas y no es cuestión de perder el tiempo con cada una de ellas. Pero si ese físico se apellida Penrose o Hawking, la cosa cambia. De la noche a la mañana veremos cientos de titulares en todos los medios anunciando la noticia.


Fondo cósmico de microondas (NASA).

Y eso es precisamente lo que ha pasado con el artículo Concentric circles in WMAP data may provide evidence of violent pre-Big-Bang activity, escrito por Penrose en colaboración con Vahe Gurzadyan. Sin entrar en detalles muy técnicos, Penrose viene a decir que los datos del CMB obtenidos por la sonda WMAP demuestran la validez de un modelo de Universo cíclico, o lo que es lo mismo, que el Big Bang no fue el origen del tiempo. ¿Cómo ha llegado Penrose a esta conclusión? En un mapa del CMB veremos muchas "manchas" de distintos tamaños. Estas "manchas" -cuya denominación correcta es "anisotropías del CMB"- son regiones que se encontraban a distinta temperatura cuando el Universo se volvió transparente trescientos mil años después del Big Bang. Estudiando su tamaño y distribución podemos averiguar datos esenciales sobre la proporción de materia oscura, energía oscura y geometría de nuestro Universo, algo que se ha podido calcular gracias a los datos de WMAP.

Según el modelo cosmológico cíclico de Penrose, denominado CCC (Conformal Cyclic Cosmology), cada etapa recibe el nombre de "eón". Al final del eón anterior al nuestro, los agujeros negros supermasivos tuvieron que colisionar entre sí emitiendo enormes cantidades de radiación gravitatoria. Por lo visto, esta radiación llegaría hasta nuestro eón no en forma de ondas gravitatorias, sino como grandes impulsos esféricos de energía que influirían en las etapas iniciales de nuestro Universo. Estos impulsos deformarían el CMB y dejarían su huella en forma de grandes círculos concéntricos formados por regiones de baja temperatura (unos 15 microkelvin de diferencia). El centro de cada conjunto de círculos señalaría el lugar de uno de los agujeros negros supermasivos del anterior eón. Penrose y Gurzadyan creen haber observado estos círculos en el CMB.


Posibles círculos del CMB (Penrose et al.).

Claro que uno puede pensar que estos círculos quizás sean un artefacto estadístico, un simple efecto óptico, pero ahí es donde entramos en los detalles del artículo. Los autores realizan un análisis de la varianza estadística de las anisotropías de los círculos y demuestran que no estamos ante una simple coincidencia, sino que son reales.


Análisis de la varianza de dos canales de datos del WMAP, demostrando que los círculos son estadísticamente significativos (Penrose et al.).

No soy cosmólogo, así que no me voy a meter en el proceloso aspecto teórico de la evidencia, pero a mi modo de ver el problema del análisis de Penrose y Gurzadyan es que quizás no han tenido debidamente en cuenta la posible contaminación de los datos por fuentes no cosmológicas situadas en primer plano. Tampoco parece que se haya sopesado convenientemente la variación en la proporción señal-ruido de los instrumentos del WMAP según la región del cielo. El que los autores hayan encontrado el mismo patrón en los datos BOOMERanG98 -obtenidos por otro instrumento distinto a WMAP- no excluye que estemos ante los efectos de alguna fuente ajena al CMB. Por otro lado, los anillos podrían ser reales y sin embargo no tener nada que ver con un universo cíclico.

En definitiva, los círculos de Penrose y Gurzadyan podrían ser todo un bombazo cosmológico, pero todavía debemos esperar para confirmar su existencia. Esperemos que Planck nos saque de dudas en un futuro no muy lejano.

Más información:

• Concentric circles in WMAP data may provide evidence of violent pre-Big-Bang activity, R. Penrose y V. Gurzadyan.
  

El Hubble "ve" la materia oscura

El pasado julio se publicó un artículo sobre el análisis de las lentes gravitatorias del cúmulo de galaxias Abell 1689. Como ya comentamos por aquí hace dos meses, este tipo de estudios tiene gran importancia en cosmología porque permite medir de forma independiente la proporción de materia oscura y energía oscura que existe en nuestro universo (25% y 72%, respectivamente).

Pero el equipo del Hubble vuelve a la carga con Abell 1689. En un reciente paper, un equipo de investigadores dirigido por Dan Coe ha creado una imagen del cúmulo en la que podemos ver la materia oscura del cúmulo superpuesta a la materia bariónica (materia visible, uséase, estrellas):


Mapa de la distribución de materia oscura (color blanco) superpuesto a una imagen del cúmulo Abell 1689 tomada en 2002 (NASA).

Por supuesto, la materia oscura es por definición invisible, pero somos capaces de medir su presencia gracias a los efectos gravitatorios. Abell 1689 es un cúmulo con más de mil galaxias situado a 2200 millones de años luz de la Tierra en la constelación de Virgo. Su enorme campo gravitatorio, generado principalmente por la materia oscura, es capaz de desviar la luz de 42 galaxias de fondo para crear 135 imágenes múltiples de acuerdo con la teoría de la Relatividad General de Einstein. El estudio del grado de distorsión de estas imágenes nos permite realzar un mapa de la distribución de la masa (tanto materia bariónica como oscura) que existe dentro del cúmulo.

Como podemos ver, las mayores concentraciones de materia se corresponden bastante bien con las galaxias visibles del cúmulo, algo lógico y esperado, ya que la materia oscura forma parte de los halos galácticos. Por otro lado, la mayoría de la materia oscura se encuentra en el centro del cúmulo, algo que también es lógico, ¿no? Pues en este caso, no, para nada. De hecho, muchos modelos de materia oscura fría WIMP predicen una distribución más homogénea, por lo que este mapa presenta algunos desafíos para las teorías más populares sobre la materia oscura.

El estudio de Abell 1689 y otros cúmulos galácticos (como es el caso del Cúmulo Bala), nos permite asegurar que la materia oscura es real y que no puede ser explicada por teorías de la gravedad modificadas tipo MOND (que, por otro lado, podrían ser ciertas). Desgraciadamente, seguimos sin conocer su naturaleza exacta.

Herschel y las lentes gravitatorias

El equipo del telescopio espacial europeo Herschel ha descubierto numerosas lentes gravitatorias en el infrarrojo lejano al estudiar el mapa H-ATLAS, realizado a partir de los datos de este satélite. Recordemos que, en este contexto, una lente gravitatoria es el efecto que ejerce la gravedad generada por una masa enorme (normalmentre un cúmulo de galaxias) sobre la luz de galaxias más lejanas. El efecto, cortesía de la relatividad general, es crear una imagen aumentada y distorsionada de estas galaxias de fondo. Normalmente, las lentes gravitatorias se observan en visible (a veces en radio), pero Herschel nos permite estudiarlas también en el infrarrojo lejano.


Mecanismo de una lente gravitatoria y su observación en visible e infrarrojo (ESA).


Cinco lentes gravitatorias vistas por Herschel en infrarrojo lejano (ESA).


Imagen de una lente gravitatoria vista por Herschel  (izqda.) y por el telescopio Keck en visible (dcha.) (ESA).

Y esto es precisamente lo que ha hecho un numeroso equipo de investigadores dirigidos por Mattia Negrello al analizar minuciosamente el H-ATLAS de Herschel. Los resultados de su investigación serán publicados en un artículo que saldrá mañana en el próximo número de Science (The Detection of a Population of Submillimeter-Bright, Strongly Lensed Galaxies).

¿Qué tiene esto de interesante? Pues veamos, para detectar objetos afectados por una lente gravitatoria se buscan primero candidatos en imágenes (normalmente en visible) y luego se realiza un espectro para determinar si, efectivamente, se trata de galaxias más alejadas que los cúmulos causantes de la lente. Este proceso requiere mucho, mucho tiempo y es muy complejo. Sin embargo, al observar el H-ATLAS, el equipo de Negrello se dio cuenta de que cinco lentes gravitatorias descubiertas en longitudes de onda visibles destacaban claramente por su brillo anómalo. Por supuesto, estamos resumiendo: el proceso para comprobar la relación entre las fuentes infrarrojas de Herschel y las lentes gravitatorias ha resultado ser extremandamente elaborado y complejo, además de fascinante (por algo aparece en Science), pero lo importante es que este descubrimiento permitirá detectar muchas más lentes gravitatorias -y de forma mucho más rápida- en el futuro.

Las lentes gravitatorias son verdaderas máquinas del tiempo que nos permiten estudiar el pasado del universo. Gracias a ellas somos capaces de analizar de primera mano la evolución galáctica, además de arrojar luz sobre las propiedades de la materia oscura y la energía oscura, de ahí la importancia de conocer el mayor número de ellas.

¿La materia oscura al fin?

La materia oscura forma el 23% de nuestro universo. Sabemos que está ahí y podemos comprobar sus efectos a grandes escalas, pero nadie ha conseguido saber de qué está hecha. Nadie. Ni los numerosos detectores creados ex profeso, ni los gigantescos aceleradores de partículas han aportado una prueba concluyente sobre su naturaleza.

O quizás las evidencias han estado todo este tiempo en los datos recogidos por alguno de los numerosos instrumentos que han investigado este enigma. Y eso es lo que parecen haber encontrado Dan Hooper y Lisa Goodenough (menudo apellido, añado yo) analizando los datos del telescopio espacial de rayos gamma Fermi (GLAST). Hooper es un científico que trabaja en el acelerador de partículas Fermilab y decidió usar la base de datos pública del observatorio de la NASA para estudiar este misterio.


Satélite Fermi (NASA).

Según la mayoría de modelos, las partículas de materia oscura -sean lo que sean- son sus propias antipartículas, es decir, si colisionan entre sí deberán desintegrarse generando rayos gamma y otras partículas. Es por esto que uno de los métodos para detectar la materia oscura consiste en observar los rayos gamma que vienen del centro de nuestra galaxia. Debido a la mayor densidad de materia oscura en esa zona, el número de las colisiones debe ser mayor, por lo que cabría esperar un exceso de radiación gamma u otras partículas proveniente de esa zona.

Y, efectivamente, el análisis de los datos de Fermi por Hooper y Goodenough detectó un exceso de rayos gamma originarios del centro galáctico consistentes con una partícula de materia oscura de tipo WIMP con una masa de 7,3-9,2 GeV (unas ocho veces más pesada que el protón). Esta masa concuerda con varios modelos propuestos de materia oscura anteriores, como el neutralino. No es la primera vez que se detecta un exceso de rayos gamma o partículas provenientes del centro de la Vía Láctea (¿se acuerdan de PAMELA o ATIC?), aunque los resultados de otras ocasiones podrían explicarse mediante fuentes naturales. En este caso, parece que la emisión de rayos gamma de los púlsares (estrellas de neutrones) o de los protones de los rayos cósmicos no se ajustan a los datos observados.


Espectro energético del exceso de rayos gamma (obsérvese las enormes barras de error a altas energías). La línea sólida en el espectro de la izquierda es el espectro de rayos gamma generado por un púlsar, las principales fuentes de rayos gamma en esta zona del espectro. La línea del espectro de la derecha es el espectro de desintegración de piones debido a los protones de los rayos cósmicos galácticos. Ninguno de los dos casos explica el exceso observado (Hooper et al.).

Pero no cantemos victoria aún. El exceso de rayos gamma de los datos de Fermi también podría ser debido a una fuente astronómica natural o a un defecto en el calibrado de los datos. Para resolver el misterio necesitamos -además de observaciones adicionales- observar la radiación sincrotrón generada por los electrones creados a partir de la aniquilación de las WIMPs. Si Hooper tiene razón, la partícula de materia oscura se desintegrará en tauones, que a su vez darían lugar a electrones que podrían ser acelerados por el campo magnético galáctico. Estos electrones emitirían radiación sincrotrón con un pico en 23 GHz. La "niebla" observada por el satélite WMAP podría ser una evidencia de la existencia de esta radiación.

 
La niebla de WMAP, ¿evidencia de la radiación sincrotrón generada por la aniquilación de materia oscura en el centro de nuestra galaxia?(fuente).

Todavía queda mucho para confirmar este descubrimiento, pero quizás hoy estamos un paso más cerca de saber de qué está hecha la cuarta parte del universo.

Más información:

• Dark Matter Annihilation in The Galactic Center As Seen by the Fermi Gamma Ray Space Telescope, Dan Hooper et al. (ArXiv, octubre 2010).
• Symmetry Breaking.
• Francis th(E) mule Science News.

El Hubble mide la energía oscura

No es que no lo haya hecho antes, pero ahora los investigadores han utilizado el efecto de lente gravitatoria generado por el cúmulo de galaxias Abell 1689 para estudiar la proporción de energía y materia oscuras en el Universo. Las observaciones se llevaron a cabo usando la cámara ACS (Advanced Camera for Surveys) del telescopio espacial Hubble. Combinando los datos del estudio con las observaciones del fondo cósmico de microondas de la sonda WMAP (WMAP5), el equipo de Eric Jullo ha concluido que la materia oscura constituye el 25% (±5%) de la masa del Universo, mientras que la ecuación de estado (w) de la energía oscura es de -0,97±0,07, muy cerca del valor -1 de la constante cosmológica.

Es decir, son resultados acordes con los obtenidos con otros métodos y que refuerzan el modelo estándar cosmológico ΛCDM. No olvidemos que según este modelo la masa de todos los objetos que nos rodean (materia bariónica), incluidos nosotros mismos, no supera el 4% de la masa total del Universo. Hasta ahora, los valores más precisos de la fracción de masa del Universo formada por la materia oscura (Ω_m) se han obtenido al combinar los datos WMAP5 con los resultados de los estudios de supernovas lejanas y las oscilaciones acústicas de bariones (BAO). Según estos resultados, Ω_m= 0,265±0,16±0,025, mientras que la ecuación de estado de la energía oscura (que constituye el 72% de la masa del Universo) es de −0,96±0,06±0,12. Como vemos, los nuevos resultados del Hubble se acercan mucho. De hecho, cuando se juntan los resultados del Hubble con los de supernovas y BAO, además de WMAP, el valor de Ω_m
queda situado entre 0,23-0,33, mientras que w estaría entre -1,12 y -0,82.

Situado a 2200 millones de años luz de la Tierra, Abell 1689 es un cúmulo de galaxias muy conocido por los científicos. Cumpliendo a rajatabla las predicciones de la relatividad General de Einstein, su campo gravitatorio genera hasta 114 imágenes múltiples procedentes de 34 galaxias situadas detrás del cúmulo en lo que constituye un laboratorio ideal para estudiar el comportamiento de la materia y energía oscuras. Los estudios para estimar la proporción de materia oscura y energía oscura mediante lentes gravitatorias no son nuevos, pero hasta ahora los resultados contenían muchos errores y se apartaban significativamente de los obtenidos por métodos más fiables, como el estudio del fondo cósmico de microondas.


Abell 1689 vista por la cámara ACS del Hubble. Las cruces verdes marcan las galaxias del cúmulo En blanco y rojo están señaladas las imágenes de las galaxias situadas detrás del cúmulo.


Resultados de la estimación de la fracción de materia oscura y ecuación de estado de la energía oscura (izquierda) según el estudio de Abell 1689 por el Hubble. A la derecha se ha añadido la estimación de WMAP (azul) y la emisión en rayos X de supercúmulos (rosa).


Más información:

• Cosmological Constraints from Strong Gravitational Lensing in Galaxy Clusters, Jullo et al. (ArXiV, 27 agosto 2010).
  

Misiones candidatas de la ESA

El 18 de febrero, el Comité del Programa Científico (SPC) de la ESA aprobó tres propuestas de misiones espaciales de clase media (M-Class) para pasar a la fase de definición dentro del programa Cosmic Vision 2015-2015 de la agencia europea. El proceso de selección comenzó en 2007 y a mediados del año que viene dos de estas tres misiones serán finalmente elegidas para ser construidas y lanzadas al espacio.

Las candidatas son:

• Euclid: se trata de una misión cuyo objetivo es el estudio de la energía oscura y la materia oscura, es decir, analizar en detalle el modelo cosmológico estándar ΛCDM. Será lanzado desde Kourou por un Soyuz-ST en 2017/2018 y la misión deberá durar cinco años. Consiste en un satélite situado en el punto L2 del sistema Tierra-Sol con un telescopio de 1,2 metros (el Hubble tiene un espejo de 2,4 m). Tres instrumentos -una cámara CCD (Visible Imager, VIS), un fotómetro en el infrarrojo cercano (Near-Infrared Photometer, NIP) y un espectrómetro IR (Near-Infrared Spectrometer, NIS), escanearan 20 000 grados cuadrados de la bóveda celeste hasta la magnitud 24,5 para medir el corrimiento al rojo de todos los objetos extragalácticos situados en ese área (Wide Extragalactic Survey, WES), así como un estudio profundo (Deep Survey, DS) de dos regiones de 40 grados cuadrados situadas en ambos polos de la eclíptica. El corrimiento al rojo estudiado será hasta z=2, es decir, se observarán objetos con una edad máxima de diez mil millones de años y se obtendrán datos espectrográficos de unos 70 millones de galaxias. El campo de visión debería ser muy grande, de casi medio grado (el tamaño de la Luna). Debe medir los parámetros w₀ y w_a de la energía oscura con una precisión del 2% y 10%, respectivamente, y poder asegurar con certeza si el 75% del Universo se comporta como una constante cosmológica o no. Además, podrá determinar la suma de la masa de los neutrinos con una precisión superior al 0,04 eV. Para ello, Euclid estudiará los datos obtenidos para detectar lentes gravitatorias débiles en las imágenes de galaxias y medir así la distribución tridimensional de la materia oscura y el valor de la energía oscura. Además usará el método de las Oscilaciones Acústicas de Bariones (BAO) para medir la energía oscura observando la distribución de los cúmulos galácticos y comparándola con el fondo cósmico de microondas. Esta misión también permitirá verificar la validez de ciertas teorías alternativas a la relatividad general.

Euclid (ESA).

• PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO): como bien indica su nombre, PLATO (o "Platón" en español) deberá detectar exoplanetas mediante el método del tránsito de manera similar a la misión Kepler de la NASA. En concreto, esta misión promete detectar centenares de planetas extrasolares de 0-6 masas terrestres situados en la zona habitable de sus estrellas. A diferencia de Kepler, PLATO observaría estrellas relativamente brillantes -entre 8 y 11 magnitudes- y estará situado en el punto L2. En concreto podría observar 20 000 estrellas de magnitud inferior a m=11 y unas 250 000 hasta la magnitud 14 ó 15. Al centrarse en estrellas brillantes, se maximizarán las posibilidades de detección de pequeños planetas y los exoplanetas detectados podrán estudiarse desde la Tierra por el método de la velocidad radial. A diferencia de CoRoT o Kepler, PLATO usará múltiples telescopios: dependiendo del diseño propuesto, podrían ser 12 telescopios reflectores, 42 refractores o 54 refractores. Su vida útil deberá ser de unos seis años, durante los cuales PLATO observará continuamente dos zonas distintas del cielo.

Posibles configuraciones de PLATO (ESA).


Regiones del cielo observadas por PLATO, comparadas con las zonas de CoRoT y Kepler (ESA).


Región de masas y órbitas de exoplanetas en las que trabajará PLATO (ESA).


Estimación del número de planetas que puede detectar PLATO (ESA).

• Solar Orbiter: estudiará el Sol desde una distancia mínima de 0,23 UA (unos 34 millones de km), incluyendo latitudes superiores a los 30º. La carga útil estará formada por varios instrumentos de altas energías y la duración de misión sería de 7,5 años. Comparte elementos de la misión BepiColombo y complementará a las numerosas misiones existentes que estudian nuestra estrella (SOHO, Hinode, STEREO, etc.). Será lanzado desde Kourou por un Soyuz-ST en 2017/2018.

Solar Orbiter (ESA).



Detalles de Solar Orbiter (ESA).


Trayectoria hacia el Sol de la sonda (ESA).

¿Mis favoritas? Pues, sin ningún género de dudas, PLATO y Euclid. El año que viene conoceremos a las dos ganadoras, aunque habrá que esperar a 2017 ó 2018 para ver el lanzamiento, así que paciencia.

Revolución en las supernovas

Probablemente debo ser el último con un blog de temática "espacial" en hablar sobre el tema, pero la noticia es tan importante que no me resisto a comentarla por aquí, aunque he esperado a leerme los papers correspondientes. Por supuesto, estoy hablando del reciente descubrimiento del telescopio espacial Chandra sobre el origen de las supernovas de Tipo Ia.

Las supernovas de Tipo Ia (SNIa) son cruciales en astrofísica, ya que sirven como candelas estándar para determinar las distancias entre galaxias y, por ende, el tamaño del Universo y el ritmo de su expansión (constante de Hubble). El caso es que nadie sabe exactamente los detalles de la formación de supernovas (la física implicada es muy compleja y las simulaciones numéricas requeridas darían dolor de cabeza a la mismísima Skynet), pero en el caso del Tipo Ia se supone que se generan a partir de la acreción de material proveniente de una estrella gigante roja alrededor de una enana blanca en un sistema binario, del mismo modo que el mecanismo que provoca una nova convencional: la materia que cae sobre la enana blanca provoca que ésta pueda superar el Límite de Chandrasekhar (1,38 masas solares) y...¡bum!, explosión al canto. Este es el paradigma de las supernovas que generaciones de astrónomos han estudiado y asimilado como una ley sagrada.

Sin embargo, hace tiempo que se propuso un segundo mecanismo para explicar las supernovas de Tipo Ia: la colisión de dos enanas blancas en un sistema binario. Este modelo se suponía que era mucho menos frecuente que el antes mencionado -hay muchos menos sistemas con dos enanas blancas-, pero había que tenerlo en cuenta por si su perfil luminoso era sustancialmente distinto -se consideró que no- a las supernovas generadas por el otro modelo, pues recordemos que estas explosiones se usan nada más y nada menos que para conocer la escala de nuestro Universo. ¿Cómo distinguir estos mecanismos? Pues observando en las longitudes de onda de rayos X, ya que los cálculos predicen que en los sistemas de acreción se emitirían grandes cantidades de rayos X hasta diez millones de años antes de la explosión, mientras que en el modelo de colisión de enanas blancas sólo veríamos rayos X en el momento de la explosión. El problema es que los rayos X no alcanzan la superficie de la Tierra, así que hay que utilizar telescopios espaciales, como es el caso del Chandra.

Y así llegamos al sensacional descubrimiento publicado hace unos días a partir de los datos de este telescopio. Tras estudiar los datos de seis galaxias -incluyendo el núcleo de M31- obtenidos por observaciones del Chandra (y también por el telescopio espacial infrarrojo Spitzer, para estudiar la contribución de la absorción del medio interestelar), se ha detectado una menor emisión de rayos X de la esperada. Aunque obviamente no todos los rayos X detectados provienen de supernovas, esto indica que el modelo de colisión de enanas blancas es, contra todo pronóstico, el mecanismo de creación de supernovas más común en el Universo. Según el estudio, sólo el 5% de las supernovas de Tipo Ia en galaxias elípticas -las observadas- serían debidas a la acreción, aunque este porcentaje podría aumentar en galaxias espirales. (En este punto vale la pena mencionar que muchos artículos que se han hecho eco de esta noticia han confundido la expresión early-type galaxies con "galaxias jóvenes", cuando en realidad en astrofísica esta clasificación hace referencia a las galaxias elípticas en el diagrama de Hubble -un método morfológico de clasificación-, en contraposición con las galaxias espirales e irregulares, late-type).

Pero, siempre hay un "pero", no todo está tan claro: determinados modelos proponen que las SNIa pueden tener lugar mediante el mecanismo de acreción antes de que la enana blanca alcance la masa límite, lo que explicaría la poca emisión de rayos X, aunque estos modelos no han logrado explicar la curva de luz de este tipo de supernovas. Por otro lado, es posible que el déficit de rayos X responda a algún tipo de característica desconocida propia de las galaxias estudiadas y que no sea extrapolable a todo el Universo, aunque esto es obviamente algo altamente improbable, pero en todo caso es evidente que hacen falta observaciones en rayos X de más galaxias antes de llegar a una conclusión precipitada. Por último, los modelos teóricos que sirven para calcular la emisión de rayos X podrían ser erróneos, pero en este punto los astrónomos son bastante escépticos de que exista un error tan significativo, teniendo en cuenta las décadas de estudio sobre el tema.

En todo caso, para los cosmólogos -a los cuales les importa poco el mecanismo físico subyacente- este resultado tiene una serie de implicaciones más graves: ¿pone este resultado en tela de juicio el uso de las SNIa como candelas estándar? No olvidemos que la existencia de la misteriosa energía oscura y la consecuente aceleración de la expansión del Universo se basan en observaciones de SNIa. Hasta ahora, la galaxia progenitora donde tenía lugar la supernova era irrelevante para este tipo de estudios, pero este resultado demuestra que habrá que tenerlo en cuenta a la hora de usarlas como candelas, algo muy difícil en el caso de galaxias primigenias. Las buenas noticias para los cosmólogos son que este estudio se ha centrado en galaxias elípticas -más el núcleo de M31- (para minimizar así los efectos de absorción del medio interestelar) precisamente el mismo tipo empleado para medir la expansión del Universo y descubrir la energía oscura, es decir, la existencia de la constante cosmológica no corre peligro...por ahora.

Una vez más, el Universo se empeña en demostrar lo poco que sabemos en realidad.


La Galaxia de Andrómeda (M31) en el visible y su núcleo observado por el Chandra (esquina superior derecha)(NASA).

Más información:

• An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate, Marat Gilfanov, Ákos Bogdan (Nature 463: 924-925, 18 febrero 2010)
  

El bosón de Higgs y la materia oscura

Tras la reciente puesta en servicio del LHC y ahora que ya es oficialmente el acelerador más energético del mundo, el primer gran acontecimiento científico que todo el mundo espera que protagonice esta maquina es la detección del bosón de Higgs. El Higgs es la última de las partículas básicas del modelo estándar que queda por descubrir y sería el causante de la mayor parte de la masa de los objetos que nos rodean, de ahí tanto interés. Pero, ¿y si se descubriese antes en el espacio?¿Sería posible?

Pues sí, de acuerdo con una teoría propuesta por Marco Taoso, un investigador del CERN. Según Taoso, el bosón de Higgs podría detectarse en el espacio mediante satélites de alta energía, como el Fermi (GLAST). La fuente de bosones de Higgs serían las colisiones de hipotéticas partículas de materia oscura en nuestra galaxia. Es probable que, de existir, estas partículas sean sus propias antipartículas, por lo que cada vez que se encuentran se aniquilan mutuamente, generando rayos gamma y partículas energéticas. Entre estas partículas podría estar el bosón de Higgs. No es la primera vez que se propone algo semejante, pero Taoso y su equipo han explicado en un reciente paper (titulado apropiadamente Higgs in space!) cómo podríamos ver la firma espectral del Higgs en la radiación gamma que llega hasta los detectores orbitales. Incluso podría ser visible con los telescopios Cherenkov terrestres como el MAGIC.

Para ello, el modelo asume que las partículas de materia oscura -denominadas en el argot astrofísico de forma genérica como WIMPs (Weakly-Interacting Massive Particles, "partículas masivas débilmente interactivas")- deberían tener una masa de 100-170 GeV y un comportamiento determinado respecto a la interacción electrodébil (la unión del electromagnetismo y la fuerza nuclear débil a altas energías) y, en concreto, un acoplamiento con el quark cima (t). Dependiendo de la naturaleza exacta de la WIMP, en algunas aniquilaciones se debería producir un fotón gamma junto con otra partícula, que podría ser el Higgs. En cada caso, la energía del fotón dependería de la naturaleza de la otra partícula, permitiendo detectar de forma indirecta el bosón de Higgs al analizar la radiación que llega a la Tierra procedente de estas aniquilaciones.

Aunque la teoría sea correcta, el problema consiste en detectar la firma espectral del Higgs en los fotones gamma y distinguirla de otras partículas, algo que este estudio demuestra que es posible, aunque complicado, con la tecnología actual. Pero como no hay nada que perder y sí mucho que ganar (puede que un premio Nobel), varios equipos ya se han puesto manos a la obra para analizar la radiación gamma difusa de la Vía Láctea y ver si pueden detectar líneas espectrales que correspondan al bosón de Higgs (o a otras partículas), lo que a su vez permitiría conocer mucho mejor la naturaleza de la materia oscura, materia que no olvidemos forma aproximadamente el 30% de nuestro Universo.

(por cierto, hablando de Fermi, este satélite ha detectado recientemente la fuente continua de rayos gamma más intensa: una galaxia activa -el blazar 3C 454.3-, situada a siete mil millones de años luz)



¿Podrían el Fermi (arriba) o el MAGIC adelantarse al LHC en la búsqueda del Higgs?

Más información:

• Higgs in space!, Jackson et al., 2009.
  

Hubble Deep Field 4.0

Pocas imágenes en la historia de la astronomía moderna han sido tan influyentes y reveladoras como el Hubble Deep Field (HDF), captado en 1995 por la cámara WFPC2 del telescopio espacial Hubble. Gracias a 342 exposiciones de 15-40 minutos cada una tomadas en un periodo de diez días, el Hubble reveló la presencia de centenares de galaxias de todo tipo y edad en una región celeste de la Osa Mayor de 2,5 minutos de arco de diámetro en la que no se había detectado ningún astro destacable. Además de exponer de forma gráfica la tremenda resolución del Hubble, el HDF se convirtió casi inmediatamente en una imagen icónica que nos recuerda la abrumadora insignificancia del ser humano y nuestro mundo.


El Hubble Deep Field (HDF) original (NASA).

Tres años después, el telescopio espacial repitió la hazaña con el Hubble Deep Field South -tomada en la constelación del Tucán- que empleó, además de la cámara WFPC2, los espectrómetros NICMOS y STIS. Como anécdota, gracias al HDF-S se pudieron captar por casualidad varias supernovas en galaxias jóvenes que ayudaron a confirmar la existencia de la energía oscura y la aceleración de la expansión del Universo.


HDF-S (NASA).

En 2003 el Hubble se volvió a superar con el Hubble Ultra Deep Field (HUDF), tomada con la cámara ACS en la constelación de Fornax. Una vez más, el número de galaxias era apabullante:


El HUDF (NASA).

Ahora, nuestro telescopio espacial favorito ha producido una nueva imagen profunda tras 48 horas de exposición con la nueva cámara WFC3 en la misma región que el HUDF (por eso no es quizás correcto decir que es un nuevo Deep Field). El resultado, por supuesto impresionante, es el siguiente:



La WFC3 tiene un rango espectral superior a la antigua ACS, especialmente en el infrarrojo cercano. Esto permite poder visualizar galaxias muy lejanas -es decir, muy jóvenes- con corrimientos al rojo (z) entre 6 y 9. Por supuesto, la utilidad de estas observaciones de cara a al estudio de la evolución galáctica y la energía oscura, entre otras áreas de investigación, es incalculable.

Primeros resultados del Planck

Ya tenemos los primeros datos del Planck, situado en el Punto de Lagrange L2. Aunque la naturaleza de su misión -estudiar el fondo cósmico de microondas- requiere unos 14 meses para cartografiar toda la bóveda celeste -más un año o dos de procesado y calibrado de los datos-, ya se ha mapeado un 5% del cielo. Parece poca cosa, pero si tenemos en cuenta que su resolución es mucho mayor que la del WMAP, estos resultados nos permiten abrir boca y comprobar que los dos instrumentos principales de la nave (HFI y LFI) funcionan correctamente. De hecho, la resolución y área de observación de muchos experimentos para estudiar el fondo de microondas a bordo de globos es inferior a la que nos proporcionan estos datos. Allá por 2012 sabremos si Planck revoluciona la cosmología o, por el contrario, consolida el módelo cosmológico estándard.

El Big Bang, las palomas y el televisor

(Entrada aparecida originalmente en Astrobloguers)

Dicen los cosmólogos que el Universo nació con una Gran Explosión, o como dicen los anglosajones, un “Big Bang”. En realidad, no fue realmente una explosión, pero eso es otra historia. El hecho es que nuestro cosmos nació hace unos 13700 millones de años, millón más, millón menos, y por lo tanto tuvo un origen definido en el tiempo. De hecho, el tiempo nació junto con el Universo ¿Y cómo podemos estar seguros de que esta teoría es cierta? ¿No es acaso una idea metafísica que se escuda en unas matemáticas complejas y que no tiene mayor relevancia?

Pues obviamente, no. La primera prueba de que el Universo no podía ser estático, como se pensaba en el siglo XIX, vino de la mano de Edwin Hubble, quien se dio cuenta de que el Universo se estaba expandiendo al observar el movimiento de las galaxias cercanas. Si el Universo cada vez era más grande, era obvio que en algún momento tuvo que tener un origen. Claro que la palabra “obvio” no tiene el mismo significado para un científico que para el resto del mundo. Para que fuese un resultado obvio, debía estar respaldado por alguna teoría. Por suerte, esa teoría existía: la Relatividad General de Einstein, la cual predecía que el estado natural del cosmos era inestable. O bien se estaba expandiendo o contrayendo, lo que concordaba con las observaciones de Hubble.

Aunque la teoría estaba de acuerdo con la observación de la expansión del Universo, los cosmólogos no estaban satisfechos. Había que buscar más evidencias. Afirmaciones extraordinarias requieren pruebas extraordinarias, ya saben. La segunda evidencia del origen del Universo apareció al analizar una consecuencia lógica de la teoría del Big Bang. Si el Universo había sido originalmente más pequeño, tuvo que ser por fuerza mucho más caliente que en la actualidad, tanto que se originarían reacciones nucleares. Puesto que el Big Bang predecía que en el comienzo del Universo sólo se formó el elemento más simple -hidrógeno-, estas reacciones crearían distintos elementos, como por ejemplo helio y litio. La teoría de la nucleosíntesis primigenia -como así fue denominada- fue propuesta por George Gamow y Ralph Alpher, y encajaba bien con las observaciones de elementos a gran escala, aunque no explicaba la existencia de elementos más pesados. Pero esto último también es otra historia.

Faltaba una prueba concluyente, una que alejase cualquier posibilidad de duda respecto al Big Bang. Y esta prueba, este Santo Grial de la cosmología, era ni más ni menos que el resplandor de la creación. Si el Universo primigenio estuvo tan caliente como la teoría de la nucleosíntesis sugería, este calor no podía haber desaparecido por completo, del mismo modo que un pan recién sacado del horno conserva parte del calor con el que fue creado. Ya en 1948 Gamow y Alpher, junto con Robert Herman, calcularon que este calor residual debía ser de unos 5 Kelvin, o lo que es lo mismo, que en ningún lugar del Universo se podía alcanzar el cero absoluto, pues esta energía primordial impregnaba todos los rincones del cosmos. Poco después, Alpher, Gamow y Herman, volvieron a calcular el calor de fondo y obtuvieron unos 28 K. Esta temperatura podía ser detectada con la tecnología de la época, pero curiosamente nadie prestó atención a este dato. Y eso que había un Premio Nobel esperando a quien corroborase la veracidad de la predicción.

Hubo que esperar a principios de los años 60 cuando Yakov Zeldovich recuperó el dato de la temperatura de fondo del Universo. Como consecuencia, David Wilkinson, Jim Peebles y Robert Dicke, de la Universidad de Princeton, decidieron emplear una antena de microondas para detectar esta radiación. Pero a muy pocos kilómetros de allí, en Crawford Hill, dos ingenieros de los laboratorios Bell estaban trabajando con una antena de comunicaciones. Los dos ingenieros, Arno Penzias y Robert Wilson, tenían un problema: no podían eliminar un ruido de fondo que captaban constantemente con la antena. Tras comprobar que la radiación era homogénea, sólo cabían dos posibilidades: o era una emisión que provenía de todos los lugares de la bóveda celeste, o estaban ante un fallo de la antena. La pareja de ingenieros llegaron en un principio a la conclusión de que la causa del ruido eran los excrementos de una familia de palomas que habían usado la antena como hogar. Pero al limpiar la instalación y desalojar a los inquilinos alados, el ruido persistía. El azar quiso que Penzias y Wilson conociesen la existencia de un artículo pendiente de publicación -escrito por Peebles- sobre la existencia de una radiación de fondo en microondas. Poco después, los dos ingenieros llamaron a Dicke para discutir la relación de sus molestos ruidos con el origen del Universo. En ese mismo momento, Dicke se dio cuenta que el Premio Nobel se les había escapado de las manos. Efectivamente, en 1978 Penzias y Wilson recibieron el preciado galardón de la Academia Sueca.

Hoy en día se considera a este ruido, la llamada radiación cósmica de fondo, como la prueba más contundente del Big Bang. Y todavía podemos detectarlo usando un radiotelescopio casero, más comúnmente conocido como televisor. Y es que si elegimos un canal analógico sin señal, aproximadamente un 1% del ruido blanco que vemos en pantalla se debe al calor residual de la formación del Universo, más concretamente, la radiación generada al crearse los primeros átomos, unos 400 000 años después del Big Bang.

Y esta es la historia de cómo el origen del cosmos pudo ser confirmado pese a los excrementos de unas pequeñas aves y de cómo podemos detectar el calor de formación de los primeros átomos con un simple televisor. Así de asombrosa es la cosmología.

Penzias y Wilson delante de la antena que detectó el calor del Big Bang.

Planck y Herschel

Hoy a las 13:12 UTC despegó un cohete Ariane 5 ECA (V188/L546) desde la rampa ELA 3 de Kourou con los observatorios Planck y Herschel a bordo. Se trata del 44º lanzamiento de un Ariane 5 y el 188º de un cohete Ariane.

Estamos ante la misión científica más importante de los últimos años, pues ambos telescopios prometen revolucionar nuestro conocimiento del cosmos y sus orígenes. La ESA había apostado muy fuerte al decidir lanzar los dos observatorios al mismo tiempo, pero por suerte todo ha salido a la perfección.

Planck (en un principio llamada COBRAS/SAMBA) es la tercera misión de tamaño medio (M3) del programa científico de la ESA denominado Horizonte 2000. Su objetivo es estudiar durante unos 14 meses, como mínimo, la radiación cósmica de fondo (CMB) y comprender mejor el Big Bang y la proporción de materia oscura y energía oscura que existe en el Universo, continuando el trabajo de la sonda WMAP de la NASA. Planck podrá resolver anisotropías de la temperatura del CMB que tengan un tamaño superior a 10 minutos de arco, con una precisión de dos millónesimas. El espejo principal de Planck, de 1,9 x 1,5 metros de diámetro, recogerá la radiación de microondas del CMB y la dirigirá hacia un espejo secundario de 1,1 x 1 m, que a su vez la enviará hacia dos conjuntos de detectores. Un grupo de 22 receptores (Low Frequency Instrument, LFI) cubrirán las frecuencias bajas (27-77 GHz, en tres rangos principales) operando a 20 K de temperatura, mientras que otros 52 bolómetros (High Frequency Instrument, HFI) se encargarán de las altas frecuencias (83-1000 GHz, en seis rangos), funcionando a sólo 0,1 K. La nave girará sobre su eje una vez por minuto para estabilizarse y escanear el CMB. Para mantener las bajísimas temperaturas en los instrumentos, el eje de Planck apuntará en la dirección contraria al Sol, con una posible variación de 10º. El eje tampoco podrá desviarse más de 15º en la dirección de la Tierra para garantizar las comunicaciones. La masa de Planck es de 1921 kg y sus dimensiones son de 4,2 x 4,2 m. El contratista principal es Thales Alenia Space y el coste de la misión es de unos 600 millones de euros.



Planck (ESA).



Antenas del LFI (las más grandes) y del HFI (ESA).


Rango del espectro de microondas del CMB observado por los instrumentos HFI y LFI (ESA).


Detalles de Planck (ESA).

Herschel (primeramente denominado FIRST) es por su parte, con un espejo de 3,5 m de diámetro, el mayor telescopio espacial jamás lanzado, aunque al observar en el infrarrojo lejano su resolución no será superior a la del Hubble (con un espejo de 2,4 m). Para poder observar en estas longitudes de onda, el telescopio y los instrumentos deben estar refrigerados (si no se hiciera esto, sería algo así como mirar a través de un telescopio que brillase como una lámpara), lo que se consigue con 2300 litros de helio líquido a 2 K de temperatura. Se trata del primer telescopio que estudiará el infrarrojo lejano (55-672 µm) en detalle, lo que permitirá aportar nuevos datos sobre la formación estelar y la primera generación de estrellas (Población III), entre otros muchos fenómenos astronómicos. El lento pero continuo consumo de helio limitará la vida del telescopio a unos tres años y medio. Dentro del criostato de helio se encuentran los tres instrumentos del telescopio: HIFI, PACS y SPIRE. HIFI (Heterodyne Instrument for Far Infrared) es un espectrómetro holandés de alta resolución que operará en dos rangos: 480-1250 GHz y 1410-1910 GHz. PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) es una cámara alemana que obtendrá imágenes observando en dos bandas: 60-130 micras y 130-210 micras. SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) es una cámara británica que observará en tres bandas centradas en 250, 350 y 500 micras. PACS y SPIRE estarán refrigerados a sólo 0,3º por encima del cero absoluto. La masa total de Herschel es de 3402 kg y sus dimensiones son de 7,5 x 4,5 m.


Herschel (ESA/Arianespace).


Espejo del Herschel (ESA).


Detalles de Herschel (ESA).

Herschel y Planck se encuentran en camino hacia su lugar de observación definitivo: una órbita de halo (tipo Lissajous) en el punto de libración de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol. L2 está situado a 1,5 millones de km en dirección opuesta al Sol. De este modo se logra eliminar la radiación infrarroja emitida por la Tierra, que impediría la refrigeración hasta temperaturas cercanas al cero absoluto como requieren ambas naves. La órbita de halo permite además que los dos telescopios no se encuentren nunca dentro de la sombra de la Tierra, lo que produciría anomalías térmicas y, por lo tanto, interferencias en los instrumentos. Herschel tardará unos dos meses en alcanzar su órbita de halo elíptica alrededor de L2, con un semieje mayor de 800 000 km y un semieje menor de 500 000 km. La órbita de halo de Planck será más circular, con un radio de unos 400 000 km.


El punto L2 del sistema Tierra-Sol (ESA).


Configuración del Ariane 5 ECA para este lanzamiento: Planck se encontraba dentro del sistema SYLDA para lanzar dos satélites al mismo tiempo (ESA).


Fases del lanzamiento (ESA).



Configuración de lanzamiento, con Herschel encima del sistema SYLDA y Planck (ESA).


Instalación de la cofia (ESA).


Traslado a la rampa ELA 3 (ESA).








Más información:

• Herschel and Planck Launch Special, ESA.
• Planck, ESA.
• Blogging the Planck mission.
  
• Herschel, ESA.
• The Herschel Space Observatory Blog.