Lo mejor de lo mejor
Teniente segundo, Jake Jenson. West Point. Graduado con honores. ¡Estamos aquí porque está buscando a los mejores entre los mejores de los mejores, señor! — Men in Black
Los mejores cielos proporcionan las mejores imágenes y nos dan las mejores pistas acerca de la expansión cósmica.
Si navegas entre los archivos de los detectives de la energía oscura, verás imágenes preciosas de galaxias, tomadas con la Cámara de la Energía Oscura (DECam). A pesar de su variedad en formas, colores y tamaños, todas estas galaxias tienen algo en común: se alejan de nuestra Vía Láctea a toda velocidad, alcanzando decenas, cientos de millones de kilómetros por hora. El Universo se expande, algo que sabemos desde hace más de 90 años.
Si pudiéramos registrar las velocidades de estas galaxias a lo largo del tiempo, ¿qué encontraríamos? ¿Sería la misma, estaría aumentando o quizás disminuyendo? Dado que la gravedad de la Vía Láctea las atrae, Isaac Newton nos hubiera dicho que la expansión se iría ralentizando con el tiempo, al igual que si tiramos una manzana al aire se va frenando (y al final cae) debido a la atracción gravitatoria de la Tierra. Pero Isaac se hubiera equivocado: las galaxias se están acelerando, en lugar de frenarse. Esto es un hecho que sabemos desde hace tan sólo 17 años. Los trescientos detectives del Dark Energy Survey (DES) se han embarcado en una misión de cinco años para entender qué está pasando. Durante la misma, realizarán la mayor exploración del cosmos jamás realizada.
Estos objetivos son espectaculares y de gran calado, pero en el fondo lo que hace el proyecto DES es hacer fotos. Y muchas. En una noche típica, los detectives de la energía oscura toman 250 fotos del cielo. Tras cinco años, tendremos más de 80000 fotos en nuestro álbum. Por cada instantánea, el obturador de la cámara se abre durante aproximadamente minuto y medio para acumular suficiente luz de las galaxias más lejanas. En cada imagen puede haber unas 80000 galaxias. Cuando las juntemos todas, y teniendo en cuenta que fotografiaremos cada zona del cielo unas cincuenta veces, tendremos unos 200 millones de galaxias.
Una de las maneras con las que podremos aprender más sobre la energía oscura, la misteriosa causa de la aceleración, es midiendo con gran precisión las formas de esos 200 millones de galaxias y comparándolas entre sí. Imagínate que hiciéramos fotos a 200 millones de personas para estudiar la diversidad de la especie humana (lo que sería una foto por cada 35 personas). Para tener la mejor información posible, nos gustaría tener a un fotógrafo profesional tomando las fotos en buenas condiciones y lo más parecidas posibles entre sí: buena iluminación, enfoque, que no se muevan ni la cámara ni el sujeto fotografiado durante la toma, etc. Pero es inevitable que unas vayan a salir mejor que otras, simplemente por las circunstancias en las que se han tomado, que varíen de un momento a otro. En algunas, el sujeto estará algo borroso, en otras, quizás la iluminación sea excesiva o insuficiente.
En el Dark Energy Survey, intentamos conseguir las mejores imágenes posibles de estos 200 millones de galaxias. Como fotógrafos profesionales del cielo nocturno (es decir, astrónomos), usamos el mejor instrumental disponible: la Cámara de la Energía Oscura DECam, que construimos nosotros mismos. Es una cámara de 570 megapíxeles, con cinco lentes enormes. Consta de un sofisticado sistema de auto-enfoque, para conseguir las imágenes más nítidas posibles.
En cambio no nos hace falta flash, ya que las galaxias lucen con la luz de millones de soles.
Pero la naturaleza no siempre coopera a la hora de conseguir buenas fotografías, al igual que a veces los sujetos fotografiados tampoco. La Cámara de la Energía Oscura está montada en el telescopio Blanco, localizado en Cerro Tololo en los Andes chilenos. Este emplazamiento proporciona generalmente noches muy claras, pero de vez en cuando las nubes hacen acto de presencia. Además, la turbulencia de la atmósfera distorsiona las imágenes de estrellas y galaxias (por eso vemos las estrellas parpadear), incluso con un buen enfoque. La cámara toma sus fotos con la luz reflejada en un enorme espejo de cuatro metros de diámetro y 15 toneladas. Si un frente de aire frío enfría la cúpula del telescopio, el espejo irradia calor hacia dicha cúpula, lo que perjudica la calidad de la imagen. Las mejores imágenes son las tomadas directamente hacia arriba, verticalmente. Si tenemos que inclinar un poco el telescopio, la luz de las galaxias debe atravesar una fracción de atmósfera mayor. Pero queremos observar buena parte del Universo, con lo que no nos podemos conformar con dejar el telescopio apuntando hacia arriba únicamente. También el viento puede colarse y mover ligeramente la estructura del telescopio, una vez más enturbiando nuestras fotos. Y además, mientras tanto, la Tierra sigue girando, y el gigantesco telescopio debe compensar suavemente el movimiento del cielo que es consecuencia de esta rotación (o si no, lo adivinaste, se enturbiará la imagen).
Por esta y muchas otras razones, la calidad de las imágenes de DES varía. Algunas noches, una combinación de circunstancias confluyen en unas imágenes estupendas. Otras, en cambio, nos dan fotos algo más borrosas de lo que quisiéramos, haciendo más difícil medir la forma de las galaxias. Si la foto es demasiado mala, no la incluimos en nuestro álbum. Ya volveremos otra noche a ese punto del cielo a tomar otra mejor. Hasta ahora, un 80% de las fotos han tenido la calidad suficiente para engrosar nuestra colección.
Durante la mayor parte de nuestra temporada de observación, tenemos a tres detectives operando la cámara. Cada uno de ellos permanece allí durante una semana, y en el transcurso de una temporada, unos 50 detectives distintos hacen turnos en la montaña. Durante la noche del 27 de enero de 2015, me encontraba realizando mi turno en el telescopio, junto a mis compañeros detectivescos Yuanyuan Zhang de la Universidad de Michigan y Andrew Nadolski, de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign. Esa noche, Andrew estaba manejando la cámara, yo me encontraba verificando la calidad de las imágenes, mientras que Yuanyuan hacía de jefa de observaciones.
Las condiciones de esa noche eran extraordinarias. Aunque había algo de humedad, la atmósfera era extremadamente estable. Tomábamos imágenes usando filtros que dejaban pasar únicamente la luz roja o infrarroja. La razón de esto es porque, al estar la luna en el cielo esa noche y dado que su luz es muy “azul”, con estos filtros podemos bloquear su brillo, de manera que podemos observar las galaxias rojas contra el oscuro fondo nocturno. En la famosa foto “Monolith, the Face of the Half Dome”, tomada en el Parque Nacional de Yosemite, Ansel Adams utiliza un filtro rojo para oscurecer el cielo azul diurno, creando un efecto espectacular.
A las 00:28 hora local, tomamos la foto número 403841, usando un filtro en el infrarrojo cercano llamado “banda z”. Esta banda del espectro electromagnético es tan roja, que se encuentra más allá del rango perceptible por el ojo humano. Pero las cámaras digitales, y en particular nuestra DECam, son muy sensibles a esta luz infrarroja. Los ordenadores en el telescopio analizan cada imagen inmediatamente después de tomarla y muestran los resultados en un conjunto de monitores, de manera que podemos determinar si pueden pasar a formar parte de nuestro álbum cósmico. Cuando los monitores mostraron la foto 403841, la pantalla indicaba que estábamos ante una extraordinaria nitidez de imagen. Un análisis más detallado mostró que, de las 35000 fotos que habíamos tomado hasta entonces durante dos años, sin duda era la más nítida.
De hecho era tan nítida, que la luz de cada estrella se dispersaba tan sólo 0.6 segundos de arco (0.00017 grados). Para que os hagáis una idea, ése es el tamaño aparente de un cráter de 1 km de diámetro en la luna, visto desde la Tierra. O el tamaño de un pelo a 30 metros de distancia.
Arriba, mostramos una pequeña sección de esta foto, usando colores falso, con una gran galaxia espiral más un conjunto numeroso de galaxias más pequeñas y débiles, junto con unas pocas estrellas de nuestra propia Vía Láctea. La luz de la estrella rodeada con un círculo rojo se ve dispersada en tan sólo 0.6 segundos de arco. Aunque no es tan bonita como otras imágenes que habréis visto en estos archivos, lo que es cierto es que ésta se parece más a una imagen sin procesar, tal cual sale de la cámara. Estas imágenes “en bruto” se envían para su procesado al National Center for Supercomputing Applications en Urbana-Champaign en Estados Unidos, para ser procesadas y prepadas para el análisis científico por parte de nuestros detectives.
En DES, tenemos un listado de récords, que incluye las imágenes más nítidas que se han tomado en cada uno de los cinco filtros. Nuestra amiga 403841 aparece orgullosa en la lista: la mejor de las mejores. Pero lo mejor de los récords es que están ahí para ser batidos.
Det. Josh Frieman [Fermilab y Universidad de Chicago]
NB: echa un vistazo al Reddit AMA del viernes 30, donde discutimos las pruebas y evidencias para la materia oscura y la energía oscura (https://www.reddit.com/r/science/comments/2u6yxp/science_ama_series_im_dr_josh_frieman_director_of/).
Bailando en la oscuridad
“Trabaja como si no te hiciera falta el dinero. Ama como si nunca te hubieran hecho daño. Baila como si nadie te observara” – Satchel Paige
Un surtido de cuerpos celestes, grandes y pequeños, bailan toda la noche al son de la silenciosa tonadilla de la gravedad. En la oscuridad que yace más allá de Neptuno, esta compañía de objetos del cinturón de Kuiper (KBOs, por sus siglas en inglés), ha estado bailando como si nadie les observara, hasta ahora.
Es un baile pausado, lento, puesto que los objetos del cinturón de Kuiper tardan siglos en completar una sola órbita. Estos KBOs, cada uno de ellos de unos pocos cientos de kilómetros de tamaño, han sido descubiertos por DES durante los últimos dos años y medio (uno de ellos, fue descrito aquí anteriormente). Imagina que no sabes nada acerca de la gravedad. ¿Qué deducirías de un patrón así? ¿Cómo lo explicarías? Las leyes físicas que producen estos intrincados patrones, sin duda tienen que ser muy complejas ¿no es así?
Nuestros antepasados registraban las andanzas de los planetas noche a noche, estación a estación. Se dieron cuenta de que viajaban por el cielo a ritmos completamente dispares. A veces, parecían pararse para volver sobre sus pasos contra el mosaico celeste de estrellas fijas que servía como referencia para, al poco tiempo, retomar su viaje. Se desarrollaron modelos muy ingeniosos para dar cuenta de esta complicada danza. Pero fueron haciéndose progresivamente más enrevesados, y lo que es peor, empezaron a fallar en su descripción de nuevas observaciones que se hacían con cada vez mayor precisión.
Hicieron falta dos revoluciones científicas, la primera con Copérnico y después con Newton, para demostrar que el movimiento planetario puede ser explicado con una sencilla ecuación, la ley de la gravedad. El patrón oculto de pronto se aclaró.
La grácil pirueta que describe un KBO proviene de la combinación de dos tipos de movimiento. Su órbita, de siglos de duración, produce una deriva lenta hacia el este que lo arrastra aproximadamente lo que abarca la anchura de la cámara DECam en el cielo, cada año. Pero al estar observando estos objetos desde una plataforma móvil (¡la Tierra!) en su movimiento alrededor del Sol, observamos el KBO desde distintos puntos de vista. A veces a 150 millones de kilómetros de un lado del Sol, seis meses después desde 150 millones de kilómetros desde el otro lado y otras veces desde un punto intermedio. Esto resulta en un movimiento de ida y vuelta respecto al fondo de estrellas sobre el que se superpone el movimiento orbital del KBO. Para verlo tu mismo, simplemente extiende un dedo de tu mano delante tuya y observa cómo cambia de posición respecto a los objetos del fondo cuando mueves la cabeza.
La física intenta “destilar” el orden a partir de la complejidad, para explicar la vasta diversidad de fenómenos naturales, con un pequeño número de leyes sencillas. Más adelante, los físicos se dieron cuenta que la ley de la gravedad de Newton se quedaba corta en ciertas situaciones y fue superada por la teoría de la relatividad general de Einstein.
Hoy en día, la gravedad presenta un nuevo misterio para nuestra generación: ¿por qué se expande el universo aceleradamente? Quizás una nueva ley explique el misterio de la energía oscura con tanta elegancia y simplicidad como la ley de Newton explica el baile de los planetas. Y esa esperanza es la que mantiene a los Detectives de la Energía Oscura en pie, pacientemente escudriñando el cielo.
Det Dave Gerdes [Universidad de Michigan]
Una sopa cósmica con fundamento
En lo más profundo del cosmos, entre las fuerzas oscuras y las energías que le dan vida, arde una llama sobre la que cuece… un caldo.
La historia de la expansión del universo está dominada por la materia y la energía oscura. Sin embargo, son los elementos cotidianos de la tabla periódica los que nos permiten estudiarlo y entender su historia. En esta entrada os proporcionamos una pizca de las ideas sobre cómo comenzó su existencia esta sopa cósmica de elementos.
Casi todos los elementos se crearon en la primera media hora tras el Big Bang. El potaje resultante resultó más bien soso: nueve núcleos de hidrógeno (un protón) por cada núcleo de helio (dos protones) y casi nada del resto. Incluso rebuscando entre mil millones de núcleos, tendrías suerte si encontraras algún sabroso litio de tres núcleos.
Afortunadamente, en los 13700 millones de años posteriores, las cosas se pusieron un poco más interesantes. La fusión nuclear, tan difícil de reproducir en la Tierra, es habitual en las estrellas. Gracias a ella existe el carbono de nuestras células y el hierro de nuestra sangre.
El sabor, densidad y temperatura de esta sopa de elementos varía considerablemente. Pensad en nuestro propio Sistema Solar: desde las presiones y temperaturas extremas del núcleo del Sol, hasta el frío vacío interplanetario. Estas variaciones se repiten por toda la Vía Láctea y en el resto de las galaxias.
Estos tres hechos, que la mayoría de los elementos se crearon poco después del Big Bang, que el universo se enriqueció después y la enorme variabilidad de condiciones para dichos elementos, suponen una gran ventaja para el proyecto Dark Energy Survey.
Tomad como ejemplo los cúmulos de galaxias, como los que aparecen en la presentación que encabeza esta entrada (y descritos con más detalle más abajo). Estas estructuras son tan enormes, que pueden considerarse “mini-universos” por derecho propio. Los cúmulos contienen varias docenas de galaxias, a veces cientos. Entre ellas existe un velo de gas tenue.
Tanto el gas como las galaxias están atrapadas dentro de los confines del cúmulo por la materia oscura. Podría decirse que la materia oscura actúa como la tapa de una cacerola. Así como la tapa evita que se evapore todo el agua, la materia oscura evita que las galaxias, muchas de las cuales se mueven a más de un millón de kilómetros por hora, se dispersen. Sin embargo, en las fronteras de los cúmulos de mayor tamaño, la energía oscura empieza a competir seriamente con la gravedad, y algunas de las galaxias se ven arrancadas de su cúmulo original. Esta competición entre energía oscura y gravedad a estas escalas es lo que convierte a los cúmulos en magníficas sondas para explorar la energía oscura.
Las partículas de gas se hallan tan calientes que los electrones (cargados negativamente) y los núcleos (cargados positivamente) se separan convirtiendo el gas en un plasma. Éste brilla con intensidad en la zona de los rayos X en el espectro electromagnético, que puede ser detectado por satélites como XMM-Newton y Chandra. El plasma también crea una sombra en el Fondo Cósmico de Microondas (el pulso de luz emitido en todas direcciones unos pocos cientos de miles de años después del Big Bang), de manera que también puede detectarse por radiotelescopios como el South Pole Telescope.
Por contra, los elementos atrapados en las estrellas se hallan mucho más fríos, y a densidades muy superiores, y brillan con fuerza con luz visible. La luz de las estrellas no sólo permite detectar cientos de miles de cúmulos, sino también medir la distancia a los mismos (a través de una técnica conocida como desplazamientos al rojo fotométricos), y hacer estimaciones preliminares de sus masas. Estos valores de masa han de ser refinados antes de poder usar estos cúmulos para hacer cosmología, y la información del plasma de los telescopios de rayos X y radio es esencial para eso.
En la presentación de arriba mostramos varios ejemplos de los cientos de cúmulos registrados por el Dark Energy Survey que han sido observados también por el muestreo de cúmulos de XMM-Newton. La intensidad de la emisión del plasma caliente se indica con los contornos rojos. Los especialistas en rayos X trabajan con ambos conjuntos de datos (luz visible y rayos X) para calibrar las masas de los cúmulos del Dark Energy Survey.
Por último, ¿por qué decimos en el título con “fundamento”? Bueno, resulta que “fundamento” es sinónimo de “quintaesencia”, y este es el término adoptado por los cosmólogos como palabra comodín para referirse a las teorías que permiten una variación en el tiempo en las propiedades de la energía oscura.
Detective Kathy Romer [Universidad de Sussex]
Imagen: Detectives Phil Rooney [Universidad de Sussex] y Chris Miller [Universidad de Michigan].
Traducción: Nacho Sevilla
Nuestra oscura y enmarañada telaraña: pistas sobre la energía oscura
Un intrincado y sutil patrón que cambia lentamente, acecha bajo un mar de luz. Se construye a partir de fuerzas cósmicas en la sombra, casi invisibles. Entre agrupaciones y marañas de galaxias yacen inmensos vacíos. Y mientras que cada galaxia, con sus miles de millones de estrellas, tiene una historia y evolución únicas desde su nacimiento, no perdemos de vista el bosque por culpa de los árboles. En su conjunto, el patrón de cúmulos y vacíos en nuestros mapas de galaxias puede informarnos acerca de las fuerzas oscuras que dan forma a nuestro universo.
Mapeado de las galaxias con el Sloan Digital Sky Survey hasta dos mil millones de años de distancia. Los puntos rojos y verdes indican las posiciones de las galaxias, siendo los rojos los que indican una mayor densidad de galaxias. Los sectores negros en los laterales son regiones del cielo inaccesibles por el proyecto.
Observando la imagen de la Cámara de Energía Oscura (arriba), vemos multitud de objetos celestes, incluyendo varias manchas azules, rojas y amarillas, muchas de las cuales son galaxias distantes. Podría parecernos que estas galaxias están distribuidas aleatoriamente por el cosmos. Sin embargo, los astrónomos que mapean sus posiciones a lo largo de grandes distancias, han averiguado que se hallan organizadas en estructuras de escala cósmica que abarcan inmensas regiones del espacio y el tiempo, mucho más amplias de lo que puede capturar esta imagen. En la figura de la derecha, del proyecto Sloan Digital Sky Survey, muestra este mapa para millones de galaxias. Éstas se acumulan en “grumos” y “filamentos” (zonas con muchas galaxias), dejando grandes vacíos entre ellos (con pocas o ninguna galaxia). Algunas de estas estructuras filamentarias se extienden a lo largo de miles de millones de años-luz, es decir, ¡60 billones de veces la distancia de la Tierra a la Luna!
Como buenos detectives, no podemos ignorar un patrón como éste. ¿Cómo pueden las galaxias, separadas por distancias hasta miles de millones de años-luz, coalescer finalmente en estas grandes estructuras cósmicas que vemos hoy en día? La “mente” detrás de esta operación cósmica es un viejo amigo (y enemigo) nuestro aquín en la Tierra: la fuerza de la gravedad.
Usando simulaciones por ordenador, los astrónomos investigan cómo funciona la gravedad entre tantas galaxias y a distancias tan enormes. La simulación Millenium y otras como ella, muestran que una distribución aleatoria de materia se acumula de manera natural en filamentos y vacíos a través de la fuerza de la gravedad. Cuando comparamos estadísticamente los resultados de las simulaciones con nuestros datos (observaciones de muchas galaxias), los patrones son los mismos: la influencia de la gravedad a través del universo visible ha creado esta descomunal estructura filamentaria, que ha sido denominada la “telaraña cósmica”.
La simulación Millenium: las áreas más brillantes se corresponden a aquellas en las que existe una mayor concentración de materia y galaxias (puedes ver más sobre esta simulación en este vídeo).
¿Qué significa ésto para los detectives que trabajan en el Dark Energy Survey? Resulta que la gravedad tiene un némesis contra el que lucha en su objetivo de crear esta ordenada telaraña: la energía oscura, la fuerza invisible causante de la expansión acelerada del espacio en nuestro universo. Cuanto más rápido crece el espacio con esta aceleración, mayores son las distancias que deben viajar estas galaxias para formar filamentos y cúmulos. Si hay más energía oscura, la gravedad necesita más tiempo para atraer a las galaxias entre sí, y la telaraña se forma más lentamente. Si no hubiera energía oscura, la telaraña se construiría con mayor rapidez. Estudiando a qué velocidad se ha generado esta telaraña aprendemos cómo ha evolucionado la intensidad de la energía oscura, y cómo lo hará en el futuro.
La evolución de la estructura de la telaraña cósmica es clave para entender la batalla entre la gravedad y la energía oscura y estudiar esta última. Sirve además para contestar una pregunta muy concreta: ¿existe siquiera la energía oscura?
La mayor parte de los astrónomos está de acuerdo en que hay una evidencia aplastante para la existencia de la aceleración cósmica. Por varias razones, la hipótesis más plausible para explicar la misma parece ser una nueva fuerza o una nueva e invisible energía “oscura”. La alternativa más sólida es las posibilidad de que haya que cambiar las leyes que hemos establecido para la gravedad (concretamente, la teoría de la relatividad general de Einstein). Debido a que físicos y astrónomos han probado estas leyes en numerosas ocasiones tanto en la Tierra como en el Sistema Solar y en el interior de las galaxias, este cambio sólo podría manifestarse como un efecto a escalas mucho más grandes. Un cambio en estas leyes podría estar causando la impresión de que existe una aceleración cósmica si aplicamos la formulación incorrecta, de tal modo que no existiría la energía oscura.
Esta segunda hipótesis re-escribiría nuestro caso sobre la telaraña cósmica. Quizás en vez de estar luchando contra una fuerza desconocida (la energía oscura), lo que ocurre es que simplemente la gravedad no se propaga de la manera que esperábamos, a grandes distancias. Las medidas de la telaraña cósmica, junto con otras medidas de la aceleración cósmica, serán claves para desentrañar si estamos ante un campo de batalla entre la gravedad y la energía oscura, o si simplemente la gravedad funciona de manera diferente a lo que imaginábamos. Cualquiera de estas conclusiones (¡o quizás alguna incluso más extraña!) supondrá una revisión fundamental de nuestras nociones sobre cómo funciona el universo.
A medida que el Dark Energy Survey acumula más y más imágenes hermosas de cientos de millones de galaxias durante los próximos cinco años, nuestros detectives seguirán registrando cuidadosamente sus posiciones, mapeando la telaraña, esperando identificar qué fuerzas están actuando en la oscuridad.
Detective Ross Cawthon
Imagen: Detectives Marty Murphy y Reidar Hahn
Traducción: Nacho Sevilla
Nuestra oscura y enmarañada telaraña: ¿Dónde está Wally?
Las estructuras cósmicas entrelazadas entre sí durante el tira y afloja entre la gravedad y la energía oscura representan un reto de múltiples caras para los científicos, ya que tratamos de desenredar cada galaxia individualmente de la cacofonía luminosa de filamentos y cúmulos, a través de enormes extensiones en el espacio y el tiempo.
Nos encanta admirar las imágenes tomadas por la Cámara de la Energía Oscura (DECam) en el telescopio Blanco. La que incluimos en esta entrada muestra un cúmulo de galaxias sobre un fondo de otras galaxias aún más lejanas. Para investigar los misterios de la expansión acelerada, los científicos del Dark Energy Survey (DES), deben ir un poco más allá de la simple observación casual. Necesitamos desarrollar un censo exhaustivo del contenido de materia a lo largo y ancho del universo: ¿cuántas estrellas y galaxias hay en una muestra dada del espacio-tiempo?
Un paso crucial en este proceso es la creación de una lista detallada y fiable de los objetos celestes observados denominados “catálogos” por astrofísicos y astrónomos. Las piezas de información más básicas son la posición y el brillo: ésta es la información mínima necesaria para saber dónde reside una galaxia dada de dicho catálogo en el espacio-tiempo .
Gracias a los científicos que trabajan duramente en el equipo de gestión de datos del proyecto y a los potentes ordenadores del Centro Nacional para Aplicaciones de Supercomputación estadounidense (NCSA), DES ha desarrollado nuevos algoritmos y datoductos para extraer eficazmente los objetos a partir de nuestras imágenes.
Comenzamos con imágenes en bruto directamente desde DECam, que luego refinamos para eliminar artefactos, como trazas de satélites, rayos cósmicos y píxeles defectuosos. A partir de estas imágenes procesadas o “reducidas”, buscamos y caracterizamos objetos individuales, como galaxias y estrellas, separando el grano de la paja.
Sin embargo, hay un límite a lo que podemos llegar a hacer. Por ejemplo, un objeto muy lejano puede aparecer extremadamente pequeño y débil – tan débil que se confundirá con el resto de la señal proveniente cielo y no será detectado durante el proceso de catalogación. En algunos casos, no es posible diferenciar entre un objeto débil y una sección particularmente ruidosa del cielo. Además, no todos los objetos astronómicos están “dispuestos” a ser catalogados así por así: pueden estar ocultos como parte de otro objeto. Por ejemplo, cerca del centro de la imagen de hoy, hay una galaxia grande y brillante con varios vecinos más pequeños. Discernir todos los objetos en este caso es similar a la dificultad que uno podría tener en fijarse en una pulga en una foto de un elefante.
Los objetos también tienden a “esconderse” de los algoritmos que los buscan cuando un pedazo del cielo está repleto de ellos. ¡Detectar un objeto pequeño se hace tan difícil como encontrar a Wally en una playa atestada!
DES toma imágenes más detalladas que las de proyectos anteriores como el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Por lo tanto, estamos más afectados por este problema. Vemos una telaraña más enredada. Como solución, un grupo de científicos de DES ha empleado un algoritmo de restauración de imágenes, derivado del trabajo de especialistas en visión computerizada. Este algoritmo elimina con éxito el impacto de vecinos cercanos al catalogar los objetos escondidos. Tras la aplicación a imágenes de DES, han sido capaces de encontrar muchos “Wallys”, que podemos añadir a los catálogos.
Para una descripción más detallada del método, podéis encontrar un borrador del artículo en: http://arxiv.org/abs/1409.2885 (en inglés).
Detectives YuanYuan Zhang y B.Nord
Imagen: Detectives Marty Murphy y Reidar Hahn.
Traducción: Nacho Sevilla
A traves del mundo, observando toda la noche
Durante la pasada semana, los detectives del Dark Energy Survey (DES) provenientes de cuatro continentes se han reunido para sacar a la luz más pruebas de cómo el tejido del espacio-tiempo se está estirando y evolucionando.
Más de 100 detectives se reunieron en Sussex, Inglaterra, para discutir el estado actual y el futuro del proyecto que se lleva a cabo en el telescopio Blanco, ubicado en Cerro Tololo en Chile. En esta reunión semestral de la colaboración (que se celebra en una sede distinta cada vez), trabajamos en la creación de estrategias de análisis para los diversos métodos de estudio de la evolución del espacio-tiempo y la energía oscura. Mientras escribo estas líneas, los primeros resultados se están preparando para su publicación.
Mientras, en Cerro Tololo, un equipo de observadores opera la Cámara de Energía Oscura (DECam) en el telescopio Blanco, a medida que progresamos en la segunda temporada de observación del muestreo. Cada una de estas temporadas va de agosto a febrero, coincidiendo con el verano chileno.
El Telescopio Anglo-Australiano en el Observatorio de Siding Spring en Australia es la sede de OzDES: un proyecto a largo plazo para la obtención de medidas de distancia muy precisas de los objetos descubiertos por DES, tales como cúmulos de galaxias y supernovas. Estas medidas “de seguimiento” constituyen pruebas muy importantes para dilucidar la naturaleza de la energía oscura .
Y en Cerro Pachón, justo al este de Cerro Tololo, otro equipo compuesto por dos agentes comenzó a buscar evidencias de zonas del espacio con una gran curvatura en el cosmos distante, utilizando el Telescopio Gemini Sur (@GeminiObs). Pasamos seis noches trabajando en la medida de distancias muy precisas a sistemas con las llamadas “lentes gravitacionales fuertes”. Estos sistemas están constituidos por galaxias y grupos de galaxias que son lo suficientemente masivos como para distorsionar significativamente el tejido del espacio-tiempo. Espacio y tiempo se deforman tanto, que los rayos de luz que proviene de los objetos celestes – como galaxias y cuásares – que se encuentran detrás de estas galaxias masivas, se curvan significativamente a su paso por estos sistemas. Las imágenes resultantes en DECam se estiran o incluso multiplican – al igual que en una lente óptica. En futuros informes ampliaremos los detalles sobre este fenómeno.
Al mismo tiempo, las supercomputadoras del Centro Nacional para Aplicaciones de Supercomputación estadounidense (NCSA) procesan los datos de DECam cada noche, convirtiendo las imágenes en bruto en datos “refinados” – listos para ser analizados por los equipos científicos .
La imagen de arriba no muestra ninguna lente gravitacional fuerte obvia, pero constituye un ejemplo de la calidad de la “evidencia” que genera DES para sus detectives todas las noches.
Abajo os incluimos las posiciones de algunas de las galaxias que véis arriba. ¿Qué información podéis encontrar acerca de ellas? Existen varias herramientas electrónicas “forenses” que os pueden ayudar en vuestra investigación (por ejemplo, http://ned.ipac.caltech.edu/forms/nearposn.html , tened cuidado de introducir las coordenadas en el formato correcto, como se muestra más abajo). Podéis tuitear vuestros hallazgos en @darkenergdetec, y así comparar nuestras notas.
RA: 304.3226d, Dec: -52.7966d
RA: 304.2665d, Dec: -52.6728d
RA: 304.0723d, Dec: -52.7044d
Buenas noches, y no dejéis de mirar al cielo.
Det B. Nord
Imagen: Det M. Murphy
Traducción: Nacho Sevilla Noarbe
Afluentes del tiempo: hojas de otoño
En el hemisferio norte, a medida que comienza la transición hacia el invierno, vemos los síntomas de este proceso en los cambiantes colores de las hojas. El animado tono verde del verano da paso a los amarillos, naranjas, rojos y morados del otoño. Las células vivas de las hojas tienen instrucciones sobre cómo reaccionar a ambientes más frescos y fríos. Esta reacción reduce la producción del pigmento verde, la clorofila, lo que permite que otros colores (creados por los pigmentos de los carotenoides y antocianinas ) prevalezcan. Cuando regrese la primavera, también lo harán las hojas, de nuevo con abundante clorofila productora de oxígeno. Año tras año, vemos este ciclo de muerte y renacimiento en el follaje a nuestro alrededor .
Pero… ¿y si fuéramos insectos? ¿Qué pasaría si, al igual que la moscas, viviéramos durante sólo uno o dos días? ¿Tendríamos alguna forma de entender el inmenso tapiz en evolución que nos rodea? Imagina un único día en la Tierra, observando las hojas por todo el mundo – en diferentes ambientes y en diversos estados de salud y edad. Con sólo este día para crear una imagen coherente, ¿seríamos capaces de reconstruir el funcionamiento interno de este ciclo con estas pistas?
Este es el reto al que nos enfrentamos en la comprensión del ciclo de vida de las galaxias, las hojas de nuestro árbol cósmico de materia y luz. Para estos objetos celestes, de hecho somos como las moscas, que sólo viven durante un abrir y cerrar de ojos en escalas cósmicas de tiempo.
Observa la multitud de remolinos de polvo en la imagen de arriba. Sus colores abarcan todo el arco iris visible y más allá. Cada mancha de luz contiene miles de millones de estrellas. A través de nuestros telescopios, imágenes y espectrógrafos, aprendemos sobre los tipos de productos químicos de la materia que reside dentro de las galaxias. A través de la comprensión de la gravedad y la mecánica cuántica, vinculamos esta información a los posibles procesos físicos que están teniendo lugar.
De manera análoga a las hojas del árbol, los colores de las galaxias son el resultado de sus componentes químicos y reflejan su edad. Las galaxias azules, todavía jovenes, son lo suficientemente frías para estar todavía formando estrellas, porque sus estrellas jóvenes y el gas que las envuelve liberan luz azul al cosmos. Las galaxias rojas han visto como su periodo de formación estelar se extinguía: su gas ahora es demasiado caliente para que fuerza de la gravedad pueda colapsarlas en ardientes esferas. Estas galaxias rojas y muertas representan el final del ciclo de vida galáctico .
Si bien tenemos formas de observar las entrañas de las galaxias, aún no existe la manera de observar cómo se forma una galaxia, y mucho menos ver su vida entera. Cada una representa su propio afluente del río del tiempo, su propio pedazo del rompecabezas en la delta de la red cósmica .
Det. B. Nord
Imagen: Dark Energy Camera [Edited and logged by Det. M. Murphy]
Traducción: Nacho Sevilla
Dark Energy Detectives 