¿Qué hago?

Esta entrada es una descripción muy grosso modo, y desde mi ignorancia, de parte de mi trabajo y del contexto que lo envuelve. No soy físico, así que lo que digo hay que cogerlo con pinzas.

Contexto

Gravedad

Gravedad es lo que tu tienes.

A casi nadie coge ya por sorpresa ¹ que la masa genere un campo gravitatorio, deformando el espacio-tiempo. Esto hace tanto que las cosas caigan como que los planetas, satélites, estrellas… orbiten, como Newton ya se percató.

Lo interesante aquí es que cuando hay un objeto muy masivo presente, aunque no sea directamente visible, su efecto gravitatorio lo es.

Esto se ve muy bien en la siguiente imagen animada: un grupo de estrellas orbita un agujero negro, completamente invisible en la imagen. Sin embargo, su efecto en el movimiento de las estrellas es más que evidente.

Lente gravitacional

La deformación del espacio-tiempo afecta también a la luz, curvando su trayectoria (en realidad, desde el punto de vista del fotón, él va felizmente en línea recta).

Una lente gravitacional es causada por una gran cantidad de masa - como un grupo de galaxias - situado entre un objeto brillante (galaxia) y un observador (nosotros).

Los fotones, al pasar por las proximidades, se desvían como si pasasen por una lupa (lente), deformando la forma original. En la siguiente imagen se puede ver muy bien como la imagen de una galaxia remota se ve deformada por una más próxima.

Este efecto se conoce como “lente gravitacional fuerte”. Por otro lado, está la “lente gravitacional débil”, donde la masa no es tan grande como para actuar de “lupa”, pero la imagen se sigue deformando al pasar cerca de grandes acumulaciones de masa.

En la siguiente imagen se muestra:

1. Superior izquierda: Galaxias circulares distribuidas de forma uniforme, sin efecto lente.
2. Superior derecha: Deformación por efecto de una lente.
3. Inferior izquierda: Galaxias con diferentes formas, y alineaciones.
4. Inferior derecha: Misma vista, deformada por efecto de una lente.

La idea es que las galaxias están distribuidas uniformemente. Es decir, con un número suficientemente grande de galaxias, las habrá de todas las formas y orientaciones posibles, sin que ninguna destaque.

Si hay una lente entre un grupo de galaxias y nosotros, las formas se verán distorsionadas, y la distribución ya no será uniforme.

Ejemplo con el dado de rigor: imaginemos 1d20, y queremos averiguar si está trucado. Tirarlo solo 10 veces no es suficiente: es obvio que ciertos valores no van a salir. Si tiramos 20, es poco razonable que salga cada cara una vez exacta. Pero si tiramos 20 000 veces, es de esperar que todos los números salgan, más o menos, un número simular de veces: distribución uniforme.

Ahora bien, si el dado está trucado - un pequeño peso en una de las caras -, si tiramos 20 000 veces, se verá que ciertos valores tienden a salir más de lo que debieran: distribución no uniforme.

La idea es parecida: con un número suficiente de galaxias se puede averiguar cómo de sesgada está la distribución, y en qué sentido. Y de ahí se puede derivar qué cantidad de masa hay, y dónde. Ya cómo, a mí no me preguntéis.

Materia oscura

¿Qué es la materia oscura? Rápido y mal, “algo” que tiene masa - efecto gravitatorio -, pero que no interactúa de casi ninguna otra forma (o muy poco).

Es decir, la materia ordinaria, la que conocemos, tiene evidentemente masa, pero también interactúa, por ejemplo, con la fuerza electromagnética: si la iluminas refleja, absorbe, dispersa… la luz; si le pegas un cabezazo a una pared, te haces daño (tus electrones y los de la pared se repelen).

La materia oscura, también tiene masa. Pero, si la iluminas, la luz pasa a través sin inmutarse. Si le pegas un cabezazo, no pasa nada. Si dos nubes de materia oscura se topan en el espacio, se atraviesan sin más efecto que el de su gravedad.

¿Y cómo se sabe que existe? Por lo que mencioné antes: sus efectos se ven claros como el día en diferentes fenómenos astronómicos. Y lo que es más, las estimaciones de la cantidad de materia oscura presente en el universo coinciden en todos los casos, con una proporción de, más o menos, 5 partes de materia oscura por 1 de materia “normal”.

Corrimiento al rojo

El “color” de un objeto astronómico - galaxia, estrella - no solo depende de su naturaleza - temperatura, composición… -, sino también de su velocidad relativa respecto a nosotros. Cómo el sonido de una ambulancia, suena diferente cuando está parada - frecuencia original -, cuando se acerca - aumenta la frecuencia -, y cuando se aleja - disminuye.

Es decir, una galaxia que se aleja más rápido que otra parece también más roja (suponiendo todo lo demás idéntico).

Ahora bien, debido a la expansión del universo, las galaxias más lejanas se alejan también más rápido de nosotros. Es decir, hay una relación directa entre el corrimiento al rojo y la distancia. O, lo que es lo mismo, se puede saber cómo de lejos está en función de cómo al rojo esté desplazada.

¿A dónde quieres ir a parar?

Euclid busca mapear la estructura de la materia oscura. El universo tiene una geometría “filamentosa”, como se puede ver en la imagen siguiente (corte transversal, de más cercano a más lejano):

Sabiendo que la materia oscura deforma la luz que nos llega de las galaxias - lente débil -, la idea es calcular cómo se distribuye la masa usando estas deformaciones.

Para poder hacer los cálculos también “en profundidad”, es necesario determinar a qué distancia se encuentran las galaxias fotografiadas, y para eso se emplea el corrimiento al rojo.

En resumen, sabiendo la distancia, y sabiendo la distorsión, se puede calcular la cantidad de masa en el volumen situado entre el objeto y nosotros. Como hay galaxias a diferentes profundidades, se puede “laminar” más precisamente el volumen: si hay una masa X entre nosotros y A, y una masa Y entre nosotros y B, si A y B están más o menos alineados, hay una masa Y-X entre A y B.

De nuevo, los cálculos precisos los desconozco. No soy físico.

¿Todo eso haces?

¡No! Cada cosa por separado es lo suficientemente compleja como para necesitar varios equipos especializados en cada parte: para procesar las imágenes de los sensores (VIS para espectro visible, NIR para infrarrojo, EXT para telescopios en la Tierra); detectar, medir e integrar las fuentes (MER); definir el corrimiento al rojo por espectroscopia (SPE); definir el corrimiento al rojo por fotometría (PHZ); medir la distorsión (SHE); etc.

Todo esto es por contextualizar.

Yo trabajo en PHZ, corrimiento al rojo por fotometría. ¿Y eso que quiere decir?

De nuevo, a lo bruto, el corrimiento al rojo se puede calcular vía espectro de emisión - más preciso, pero más lento -, o vía “colores” - más rápido, pero menos preciso.

Diferentes elementos tienen bandas de emisión de luz muy características cuando sus electrones externos saltan de un estado energético a otro. Por ejemplo, en la siguiente imagen se resaltan las bandas de emisión del hidrógeno en el visible:

Sabiendo que algo con hidrógeno emite en esas bandas, si apuntas a una galaxia esperas verlas también, ya que es de lo que están hechas fundamentalmente. Pero, si la galaxia se está alejando, esas bandas se moverán hacia el rojo. Y estarán más hacia el rojo cuanto más rápido se aleje, lo que da una indicación de la distancia. Se buscan las líneas, se calculan cuanto se han desplazado, y sabes a qué distancia está².

Cómo he dicho, este método es preciso, pero lento. Es necesario observar con detalle los objetos de interés. Para mapear el universo completo, eso llevaría pelín de tiempo.

Como compromiso se combinan ambas técnicas: primero se observa con detenimiento el espectro de un grupo representativo de galaxias, y se determinan las distancias. Esto nos da un marco de referencia.

Luego, se comparan galaxias procedentes de imágenes menos detalladas con el marco de referencia utilizando sus “colores”. Consideramos que el corrimiento al rojo de estas galaxias se corresponde con las más parecidas del marco de referencia.

Por ejemplo, si en esta imagen el circulo verde fuera la galaxia para la que queremos determinar la distancia, y los triángulos y cuadrados galaxias de la referencia, determinaríamos que el circulo verde es, probablemente, del tipo de los triángulos rojos (son mayoría entre los más parecidos).

Por desgracia, y como de costumbre, esta comparación no es tan sencilla. Por lo pronto, hay que propagar errores y se usan probabilidades (2/3 rojo, 1/3 azul) para que tenga sentido científico. Por otro lado, la información original no es suficiente, las observaciones no están hechas en exactamente las mismas condiciones, por lo que no se puede comparar directamente, y esas cosas.

Pero, en general, esa es la idea.

De nuevo, la parte física es cosa de los físicos. Yo me dedico más a la implementación.