Por @Wicho — 13 de Mayo de 2022

Imagen del agujero negro Sagitario A*, en el centro de la Vía Láctea – EHT
Imagen del agujero negro Sagitario A*, en el centro de la Vía Láctea – EHT

El Event Horizon Telescope (EHT, Telescopio del Horizonte de Sucesos) acaba de presentar la primera imagen de Sagitario A* (Sgr A*), el agujero negro que está en el centro de la Vía Láctea. En el medio de nuestra galaxia. Se parece un montón a aquella histórica imagen del agujero negro supermasivo de la galaxia M87 presentada en 2019, lo que no es de extrañar: las leyes físicas que los rigen son las mismas.

Ni es un agujero negro ni es una foto

Hay que recordar que realidad no vemos el agujero negro, ya que por definición nada, ni siquiera la luz, escapa de él. Así que lo que vemos es su sombra, que es esa zona negra del centro de la imagen. El anillo de luz que lo rodea son las radiaciones electromagnéticas que se producen al caer materia en su interior. Es asimétrico porque el agujero negro rota sobre si mismo, lo que hace que de un lado las radiaciones salgan impulsadas hacia nosotros y del otro en dirección contraria.

También hay que puntualizar que lo que vemos no es una fotografía en el sentido tradicional. El EHT trabaja con ondas de radio, que nosotros no podemos ver en absoluto; vemos tanto en ese rango de longitudes de onda como un gato de escayola. Lo que se hace es convertir las distintas intensidades de la señal en colores para que podamos ver algo. Es algo muy habitual con observaciones astronómicas. De hecho es lo mismo que la NASA ha hecho con la primera imagen que ha presentado del instrumento MIRI del telescopio espacial James Webb.

Pero sí es la primera vez que vemos una imagen real de Sagitario A* y no una impresión artística de él.

Las observaciones utilizadas para crear las dos imágenes fueron hechas en 2017. Pero mientras que el gas que rodea M87* tarda entre días y semanas en orbitarlo, en el caso de Sgr A*, mucho más pequeño, completa una órbita en cuestión de minutos. Por eso ha habido que desarrollar nuevas técnicas para analizar los datos; el objetivo era construir una imagen fija a partir de muchas imágenes en movimiento. Por eso lo que vemos es en realidad una media de las observaciones obtenidos. Por eso han pasado tres años entre la presentación de la imagen de M87* y la de Sgr A*.

Y es un logro impresionante. «Nuestro» agujero negro está a 27.000 años luz de la Tierra, mientras que el tamaño de su horizonte de eventos, que es dónde está el borde en el que ningún tipo de radiación puede escapar ya de él, es de sólo 12 millones de kilómetros. Eso es unas cinco veces menos que la órbita de Mercurio.

Para hacernos una idea, desde nuestro planeta Sagitario A* tiene un tamaño en el cielo similar al que tendría un donut puesto sobre la superficie de la Luna. Así que aunque la imagen no parece muy detallada en realidad está resolviendo detalles equivalentes a ver el ancho un pelo humano desde 2.000 kilómetros.

Un agujero negro es un agujero negro es un agujero negro

Aparte de la diferencia en distancias –M87* está a 55 millones de años luz de nosotros– también hay una importante diferencia de tamaño y masa entre ambos: Sag A* es unas 1.500 veces más pequeño. Y la dos galaxias son muy diferentes. Pero aún así, como decía antes, las imágenes son muy similares porque las leyes que rigen el funcionamiento de ambos agujeros negros son las mismas. Una vez más las observaciones demuestran que las teorías de Albert Einstein eran más que acertadas. Al menos a escala cósmica.

Pero aunque las imágenes se parecen, no son iguales porque los dos agujeros negros no lo son. Esto permitirá estudiar las diferencias entre ambos para entender mejor como funciona nuestro universo.

En el EHT están ya trabajando en observaciones más detalladas con más radiotelescopios –las de 2017 usaron ocho repartidos por toda la Tierra– para obtener datos más detallados tanto en lo que se refiere a resolución espacial como temporal.

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Por @Wicho — 10 de Mayo de 2022

IRAC vs MIRI – NASA/JPL-Caltech; NASA/ESA/CSA/STScI
IRAC vs MIRI (clic para ver en grande) – NASA/JPL-Caltech; NASA/ESA/CSA/STScI

Terminado su enfoque, al telescopio espacial James Webb aún le quedan un par de meses de ajustes y pruebas antes de entrar en servicio. Pero las imágenes del instrumento MIRI, aún no terminado de preparar, ya dejan en mantillas a las del Spitzer. Se puede ver con claridad en las dos imágenes de arriba, tomadas por los instrumentos IRAC del Spitzer y MIRI del Webb.

En ellas se ve parte de la Gran Nube de Magallanes a 8 y 7,7 micras de longitud de onda. Son frecuencias de luz que nosotros no vemos porque están en el infrarrojo, que es la parte del espectro electromagnético en el que trabajará el Webb y en la que trabajaba el Spitzer. En concreto, se corresponden con las emisiones de hidrocarburos aromáticos policíclicos. Son moléculas de carbono e hidrógeno que desempeñan un papel importante en el equilibrio térmico y la química del gas interestelar.

La evidente diferencia de calidad la producen el espejo primario mucho más grande del Webb –6,5 metros frente a 0,85– y unos detectores más modernos y mejorados. No hay que olvidar que el Spitzer, desactivado el 30 de enero de 2020, había sido lanzado en agosto de 2003. Eso quiere decir que sus sensores eran, en el mejor de los casos, de finales del siglo XX. De finales del milenio pasado.

Según la nota de prensa del Centro de Astrobiología

MIRI (Mid-Infrared Instrument) es el instrumento más sofisticado enviado al espacio para trabajar en el rango del infrarrojo térmico (longitudes de onda de 5 a 28 micras). MIRI aúna en un único instrumento una cámara de imagen, un espectrómetro de campo integral, y un coronógrafo. Y todo ello con una sensibilidad de diez a cien veces más que su inmediato predecesor, Spitzer, y una resolución angular de 6 a 8 veces superior.

De hecho el Webb está enviando imágenes que están al límite de lo posible con el tamaño de sus espejos y sensores, dando resultados que son mejores de lo que aún los modelos más optimistas aventuraban.

Pero no hay que olvidar que la imagen utilizada para comparar con las del Spitzer no deja de ser una prueba. Aún queda por analizar el comportamiento de todos los componentes de los instrumentos y calibrar así los datos que se obtienen con ellos.

Rueda de filtros del instrumento MIRI – NASA
Rueda de filtros del instrumento MIRI – NASA

En palabras de Scott Friedman, el científico que lidera la puesta en marcha de los instrumentos del Webb,

Vamos a medir el rendimiento de los instrumentos, es decir, qué cantidad de la luz que entra en el telescopio llega a los detectores y se registra. Siempre hay alguna pérdida con cada reflejo en los espejos del telescopio y dentro de cada instrumento, y ningún detector registra cada fotón que llega. Mediremos este rendimiento en múltiples longitudes de onda de luz observando estrellas estándar cuya emisión de luz se conoce a partir de datos obtenidos con otros observatorios combinados con cálculos teóricos.

También es necesario comprobar el funcionamiento del sistema de guiado del Webb de cara a hacer observaciones prolongadas de un objeto determinado. Esto es necesario porque el Webb no está quieto en un punto del espacio, igual que no lo están los objetos que va a observar.

Se puede ver el estado del telescopio en tiempo real en la página Where is Webb?. Y también información sobre la misión en las cuentas de Twitter @NASAWebb, gestionada por la NASA, y en @ESA_Webb, gestionada por la Agencia Espacial Europea (ESA).

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Por @Alvy — 8 de Mayo de 2022

Este vídeo que publicó el CERN hace tiempo es una especie de recorrido al estilo Potencias de diez hacia lo más pequeño, un zoom al revés, un macro superpotente. Comienza a escala humana y desciende de un orden de magnitud a otro a través de micras, nanómetros y picómetros hasta los femtómetros (fm, 10-12 metros) aunque incluso más allá estén los attómetros (am, 10-14 m).

A los micrómetros (µm) solemos llamarlos micras (milésimas de milímetro) y es algo que casi se puede ver, aunque sea porque los milímetros son bien visibles mirando con agudeza sobre una regla de medir convencional. Caben unos 10 cabellos en un milímetro, así que hasta ahí, bien.

Más allá empieza la escala de algunas células, de 10 micras de diámetro, demasiado pequeñas para verse a simple vista. Las microfibras y protofibras, como la queratina, tienen de 2 a 10 nanómetros (nm) que también es más o menos es el tamaño de los componentes de muchos chips electrónicos.

A la escala de picómetros podemos ver algunos átomos combinándose en moléculas. Entre los más corrientes, el azufre o el carbono son de los más grandes. Lo más impactante quizá es que en ellos la mayor parte del espacio, las órbitas de los electrones, están en la práctica vacías (algo así como el 99,9999999999999%) y hay una gran zona en la que no hay nada hasta llegar al núcleo. Allí, los protones y neutrones (de ~1 femtómetro) quedan unidos por la interacción nuclear fuerte.

Más allá, el Modelo estándar de la física de partículas explica que esas todo está compuesto de quarks. Tienen nombres como «arriba», «abajo», «encanto», «cima»… Son denominaciones curiosas que, la verdad, nunca me han parecido muy apropiadas para explicar cómo funciona la física a esas escalas. Pero, bueno, son los que son y quien los descubre disfruta del privilegio de ponerles nombre.

Lo que sin duda puede sorprender más es que todo lo que se ve en el vídeo va desde 1 hasta 10-12 metros, lo cual está a mucha, mucha, mucha distancia de la escala de Plank 10(-35 m), que es la longitud más ínfima que tiene sentido concebir, porque no puede existir, que sepamos, nada más pequeño.

(Vía Flowing Data.)

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Por @Alvy — 5 de Mayo de 2022

Ahora que está todo el mundo revolucionado con los temas de espías, nos llega desde el mundillo de la red eléctrica un vídeo sobre una curiosa técnica que desveló Tom Scott hace tiempo acerca de «cómo atrapar criminales mediante el ruido oculto de fondo en los vídeos» o –digánmoslo menos dramáticamente– cómo averiguar la fecha y hora exacta en que se grabó un vídeo bastándose en el ruido de fondo y los datos del análisis de la frecuencia de la red eléctrica nacional. Ahí es poco.

Y es que el funcionamiento de la red eléctrica esconde muchas maravillas y a la vez no pocos misterios, como ya vimos en casos como el de la isla italiana en la que los todos los relojes se adelantaban o el no menos flipante retraso de 6 minutos que acumularon los relojes de toda Europa debido a las desavenencias políticas entre Serbia y Kosovo. Si no conoces estos casos ni los has leído, de verdad, léelos ahora que merecen la pena, y ayudan a entender las bases de esta idea.

Tal y como nos enseña el bueno de Tom Scott; la idea básica que tuvieron unos investigadores de la Universidad de York –contada por Amelia Gullyen en el vídeo– es analizar las frecuencias del ruido de fondo de cualquier grabación, en concreto las frecuencias cercanas a los 50 Hz que son las que nos interesan. Como la red eléctrica de los países, en este caso la británica, opera a 50 Hz, pero no exactamente a 50 Hz, sino a veces a 49,9999 Hz o a veces a 50,0002 Hz (en general ±0,5 Hz como máximo) la curva diaria es peculiar y un poco distinta para cada día y cada hora: sube y baja según se va regulando. Y esa frecuencia es la que a veces oímos con un característico zumbido «hmmmmmmh…» que se aprecia en algunos aparatos y electrodomésticos, aunque estemos ya tan acostumbrados que ni nos damos cuenta de que está ahí.

ESO / System Frequency Data / March 2022Lo más interesante es que estos datos sobre la variación de frecuencia de la red son públicos y se pueden descargar en un gigantesco fichero de 70 MB mensuales; pueden verse en el portal de datos abiertos de la National Grid (el equivalente a nuestra Red Eléctrica de España). Se ofrecen mes a mes y con muestreos a cada segundo: System Frequency Data. No me consta que en la web de Red Eléctrica se puedan obtener esos datos, aún siendo parte de la red pública.

Concretando: el sonido de esa frecuencia de casi-50 Hz lo captan los micrófonos de las cámaras de vídeo; de este modo si se dispone de unos cuantos minutos de grabación ininterrumpida se pueden filtrar y analizar con las aplicaciones de tratamiento de datos adecuadas. El resultado es una curva casi única para cada momento, algo así como 50,010 … 50,010 … 50,008 … 50,006 … 50,009 … 50,012… 50,015 … 50,018 … tal y como se ve en el vídeo. No es difícil hacer coincidir esa secuencia con el muestreo oficial «segundo a segundo», porque aunque un año tiene millones de segundos eso es poca cosa para un ordenador moderno.

El resultado es que la curva producida por el zumbido casi inaudible de las frecuencias de la red eléctrica grabadas en un vídeo puede hacerse coincidir con la hora oficial en la que era igual que la curva conocida de la red. Al menos con cierto grado de probabilidad; depende de si hay ruidos/voces, no hay electricidad cerca o hay un exceso de aparatos eléctricos cerca en el vídeo que generen el zumbido o interfieran, claro.

Cuando esa probabilidad es técnicamente «muy alta», puede considerarse un resultado casi seguro: la secuencia se grabó tal día a tal hora, minuto y segundo. En el vídeo se ven tres pruebas reales propuestas por Tom, y cómo influyen la duración de los datos disponibles, si hay voces de fondo e interferencias o no e incluso si se editan con cortes las secuencias. El resultado es sorprendentemente bueno… para ser algo tan aparentemente inexcrutable, complicado e inimaginable.

(¡Gracias por la pista, Gali!)

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