Hay fotones de todas las longitudes de onda imaginables. Pero una transición cuántica en particular produce luz precisamente a 21 centímetros, y es mágica.
© NRAO/AUI/NSFEste mapa de la galaxia Messier 81, construido a partir de datos tomados con el Very Large Array, cartografía esta galaxia de brazos en espiral y formación estelar en emisiones de 21 centímetros. La transición spin-flip del hidrógeno, que emite luz precisamente a 21 centímetros de longitud de onda, es en muchos sentidos la longitud más importante para la radiación en todo el Universo.
En todo el Universo, el átomo más común de todos es el hidrógeno, con un solo protón y un electrón. Dondequiera que se formen nuevas estrellas, los átomos de hidrógeno se ionizan, volviendo a ser neutros si esos electrones libres pueden encontrar el camino de vuelta a un protón libre. Aunque los electrones suelen descender en cascada por los niveles de energía permitidos hasta el estado de reposo, esto normalmente sólo produce un conjunto específico de luz infrarroja, visible y ultravioleta. Pero lo más importante es que en el hidrógeno se produce una transición especial que produce una luz del tamaño de tu mano: 21 centímetros (unos 8¼") de longitud de onda. Incluso como físico, estaría bien justificado llamar a esto la «longitud mágica» de nuestro Universo, ya que algún día podría desvelar los secretos más oscuros que se esconden en los recovecos cósmicos más profundos de los que nunca escapará la luz de las estrellas.
© Gianni Bernardi, via his AIMS talk
A contraluz del fondo cósmico de microondas, una nube de gas neutro puede imprimir una señal en esa radiación a una longitud de onda y un desplazamiento al rojo específicos. Si somos capaces de medir esta luz con suficiente sensibilidad, algún día podremos cartografiar la ubicación y la densidad de las nubes de gas en el Universo gracias a la ciencia de la astronomía de 21 cm. Un descenso en la temperatura de brillo a corrimientos al rojo de 15-20, observado en 2018, puede deberse exactamente al efecto de la emisión de 21 cm, aunque se necesitarán mejor instrumentación y mejores ejemplos observacionales para confirmar tal detección reivindicada.Cuando se trata de la luz en el Universo, la longitud de onda es la única propiedad con la que se puede contar para revelar cómo se creó esa luz. Aunque la luz nos llega en forma de fotones - cuantos individuales que, colectivamente, conforman el fenómeno que conocemos como luz - hay dos clases muy diferentes de procesos cuánticos que crean la luz que nos rodea: los continuos y los discretos.
Un proceso continuo es algo así como la luz emitida por la fotosfera del Sol. Se trata de un objeto oscuro que se ha calentado hasta una cierta temperatura y que irradia luz de todas las longitudes de onda diferentes y continuas, según dicta esa temperatura: lo que los físicos conocen como radiación de cuerpo negro. Más exactamente, como las distintas capas de la fotosfera están a distintas temperaturas, el espectro solar actúa como una serie de cuerpos negros sumados: una amalgama de procesos continuos.
Un proceso discreto, sin embargo, no permite la emisión de luz de un conjunto continuo de longitudes de onda, sino sólo de longitudes de onda extremadamente específicas o discretas (y cuantizadas). Un buen ejemplo de ello es la luz absorbida por los átomos neutros presentes en las capas exteriores extremas del Sol. Cuando la radiación de cuerpo negro de las capas inferiores de la fotosfera incide sobre los átomos neutros de la superficie, algunos de esos fotones tendrán la longitud de onda adecuada para ser absorbidos por los electrones de los átomos neutros con los que se encuentren. Cuando descomponemos la luz solar en sus longitudes de onda individuales, las distintas líneas de absorción presentes sobre el fondo de la radiación continua de cuerpo negro nos revelan ambos procesos.
© N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
El espectro de luz visible del Sol, que nos ayuda a comprender no sólo su temperatura e ionización, sino las abundancias de los elementos presentes. Las líneas largas y gruesas son de hidrógeno y helio, pero todas las demás líneas son de un elemento pesado que debe haberse creado en una estrella de generación anterior, en lugar de en el caliente Big Bang.Las propiedades de cada átomo vienen definidas principalmente por su núcleo, formado por protones (que determinan su carga) y neutrones (que, combinados con los protones, determinan su masa). Los átomos también tienen electrones, que orbitan alrededor del núcleo a una distancia determinada por su relación carga-masa, y cada electrón sólo puede ocupar un conjunto específico de niveles de energía. De forma aislada, cada átomo llegará a existir en el estado fundamental: donde los electrones descienden en cascada hasta ocupar los niveles de energía más bajos permitidos, limitados únicamente por las reglas cuánticas que determinan las distintas propiedades que pueden y no pueden poseer los electrones.
Los electrones pueden ocupar el estado fundamental -el orbital 1s- de un átomo hasta llenarlo, que puede contener dos electrones. El siguiente nivel de energía consiste en orbitales esféricos (el 2s) y perpendiculares (el 2p), que pueden contener dos y seis electrones, respectivamente, para un total de ocho. El tercer nivel de energía puede contener 18 electrones: 3s (con dos), 3p (con seis) y 3d (con diez), y el patrón continúa hacia arriba. En general, las transiciones «ascendentes» se producen cuando se absorbe un fotón de una determinada longitud de onda, mientras que las transiciones «descendentes» pueden producirse espontáneamente y dar lugar a la emisión de fotones de exactamente las mismas longitudes de onda que las presentes en el espectro de absorción del átomo.
© OrangeDog and Szdori/Wikimedia Commons
Las transiciones de electrones en el átomo de hidrógeno, junto con las longitudes de onda de los fotones resultantes, muestran el efecto de la energía de enlace y la relación entre el electrón y el protón en la física cuántica. El modelo de Bohr del átomo proporciona la estructura gruesa de estos niveles de energía. La transición atómica más brillante del hidrógeno es Lyman-alfa (n=2 a n=1), pero su segunda más brillante es visible: Balmer-alfa (n=3 a n=2), que emite luz visible (roja) a una longitud de onda de 656 nanómetros. La energía que pierde un electrón al descender por los niveles energéticos se emite en forma de fotones.Esa es la estructura básica de un átomo, a veces denominada «estructura gruesa». Cuando se pasa del tercer nivel de energía al segundo en un átomo de hidrógeno, por ejemplo, se produce un fotón de color rojo, con una longitud de onda de exactamente 656,3 nanómetros: justo en el rango de luz visible de los ojos humanos.
Pero hay diferencias muy, muy pequeñas entre la longitud de onda exacta y precisa de un fotón que se emite si se hace la transición desde:
- el tercer nivel de energía hasta el orbital 2s o 2p,
- un nivel de energía donde el momento angular del espín y el momento angular orbital están alineados frente a uno donde están anti-alineados,
- o uno donde el espín nuclear y el espín del electrón están alineados versus anti-alineados.
Las ligeras diferencias de energía que surgen entre las transiciones de distintos tipos de orbitales dentro del mismo nivel de energía se conocen como estructura fina del átomo, y surgen de la interacción entre el espín de cada partícula dentro de un átomo y el momento angular orbital de los electrones alrededor del núcleo. Provoca un desplazamiento de la longitud de onda inferior al 0,1%: pequeño en comparación con la estructura del curso del átomo, pero aún así medible y significativo.
© A. Fischer et al., Journal of the Acoustical Society of America, 2013
La transición atómica del orbital 6S en un átomo de cesio-133, Delta_f1, es la transición que define el metro, el segundo y la velocidad de la luz. Se producirán ligeros cambios en la frecuencia observada de esta luz en función del movimiento y de las propiedades de la curvatura espacial entre dos lugares cualesquiera. Las interacciones espín-órbita, así como diversas reglas cuánticas y la aplicación de un campo magnético externo, pueden provocar desdoblamientos adicionales a intervalos estrechos en estos niveles de energía: ejemplos de estructura fina e hiperfina.Sin embargo, debido a los extraños fenómenos que se producen en la mecánica cuántica, a veces pueden darse incluso transiciones «prohibidas». Estas transiciones se producen debido al fenómeno del túnel cuántico, por el que un estado cuántico puede pasar espontáneamente a otro estado cuántico de menor energía. Claro, puede que no seas capaz de hacer una transición de un orbital s a otro orbital s directamente, pero sí puedes:
- pasar de un orbital s a un orbital p y luego volver a un orbital s,
- transición de un orbital s a un orbital d y luego de vuelta a un orbital s,
- o, más generalmente, la transición de un orbital-s a cualquier otro estado permitido y luego de vuelta a un orbital-s,
Esto nos permite ir más allá de la mera «estructura gruesa» y «estructura fina», permitiéndonos sondear lo que se conoce como estructura hiperfina. La estructura hiperfina aparece cuando el espín del núcleo atómico y uno de los electrones que lo orbitan comienzan en un estado «alineado», en el que ambos espines están en la misma dirección aunque el electrón se encuentre en el estado fundamental de menor energía (1s), y luego transita a un estado antialineado, en el que los espines se invierten.
© SKA Organisation
Cada vez que se forma un átomo de hidrógeno neutro, el electrón que contiene se desexcita espontáneamente hasta que se encuentra en el estado más bajo (1s) del átomo. Con una probabilidad del 50/50 de que los espines del electrón y el protón estén alineados, la mitad de esos átomos podrán hacer un túnel cuántico hacia el estado anti-alineado, emitiendo radiación de 21 centímetros (1420 MHz) en el proceso. Esto debería permitirnos sondear cúmulos de hidrógeno neutro incluso más atrás de la existencia de las primeras estrellas.La más famosa de estas transiciones se produce en el tipo de átomo más simple de todos: el hidrógeno. Con sólo un protón y un electrón, cada vez que se forma un átomo de hidrógeno neutro y el electrón desciende en cascada al estado fundamental (el de menor energía), hay un 50% de probabilidades de que los espines del protón central y del electrón estén alineados, y un 50% de probabilidades de que los espines estén antialineados.
Si los espines están anti-alineados, ese es realmente el estado de energía más baja; no hay ningún lugar al que ir a través de ninguna transición conocida que dé lugar a la emisión de energía en absoluto. Pero si los espines están alineados, se trata de un estado ligeramente más energético que en el caso anti-alineado. Un átomo de hidrógeno en el que el electrón y el protón giran en la misma dirección podría muy posiblemente transitar, a través de un túnel cuántico, al estado anti-alineado. Aunque el proceso de transición directa está prohibido, la tunelización permite ir directamente del punto inicial al punto final, emitiendo un fotón en el proceso.
Esta transición, debido a su naturaleza «prohibida», tarda muchísimo tiempo en producirse: aproximadamente 10 millones de años para el átomo medio. Sin embargo, esta larga vida del átomo de hidrógeno, ligeramente excitado y alineado, tiene una ventaja: el fotón que emite, de 21 centímetros de longitud de onda y una frecuencia de 1.420 megahercios, es intrínsecamente muy estrecho. De hecho, ¡es la línea de transición más estrecha y precisa conocida en toda la física atómica y nuclear!
© J.Dickey/NASA SkyView
Este mapa de la Vía Láctea, en rojo, cartografía el hidrógeno neutro en emisiones de 21 centímetros. Este mapa no es uniforme, sino que rastrea la ionización reciente y la formación de átomos, ya que la vida media de los átomos alineados por espín es sólo de unos ~10 millones de años: mucho tiempo en el laboratorio, pero poco tiempo comparado con los ~13.000 millones de años de historia de nuestra galaxia.Si nos remontáramos a las primeras etapas del Big Bang, antes de que se formaran las estrellas, descubriríamos que la friolera del 92% de los átomos del Universo eran exactamente esta especie de hidrógeno: con un protón y un electrón. (En la actualidad, tras todas las estrellas que se han formado unos 13.800 millones de años después, esa cifra se reduce a «sólo» alrededor del 90% de todos los átomos). Tan pronto como se forman átomos neutros de forma estable -sólo unos cientos de miles de años después del Big Bang-, estos átomos neutros de hidrógeno se forman con una probabilidad del 50/50 de tener espines alineados frente a antialineados. Los que se formen antialineados permanecerán así; los que se formen con sus espines alineados sufrirán esta transición espín-inversión, emitiendo una radiación de 21 centímetros de longitud de onda.
Aunque aún no se ha hecho nunca, esto nos ofrece una forma tremendamente provocativa de medir las primeras etapas del Universo como nunca antes. Si pudiéramos encontrar una nube de gas rica en hidrógeno, aunque nunca hubiera formado estrellas, podríamos buscar esta señal de inversión de espín -que explica la expansión del Universo y el correspondiente desplazamiento al rojo de la luz- para medir los átomos del Universo desde los primeros tiempos jamás vistos. El único «ensanchamiento» de la línea que esperaríamos ver procedería de efectos térmicos y cinéticos: de la temperatura distinta de cero y del movimiento inducido por la gravedad de los átomos que emiten esas señales de 21 centímetros.
© Swinburne University of Technology
Si las partículas que emiten radiación estuvieran completamente en reposo y a una temperatura indistinguible del cero absoluto, la anchura de cualquier línea de emisión vendría determinada únicamente por la velocidad de la transición. La línea de hidrógeno de 21 cm es increíblemente, intrínsecamente estrecha, pero el movimiento cinético del material en las galaxias, así como la energía térmica porque el gas está a una temperatura positiva, distinta de cero, contribuyen ambos a la anchura observada de estas líneas.Además de esas señales primordiales, la radiación de 21 centímetros surge como consecuencia cada vez que se producen nuevas estrellas. Cada vez que se produce un fenómeno de formación estelar, las estrellas recién nacidas más masivas producen grandes cantidades de radiación ultravioleta: radiación lo suficientemente energética como para ionizar átomos de hidrógeno. De repente, el espacio que antes estaba lleno de átomos de hidrógeno neutros se llena ahora de protones y electrones libres.
Pero esos electrones no van a permanecer ionizados para siempre; si el entorno interestelar en el que se encuentran tiene suficientes núcleos atómicos libres (por ejemplo, protones), acabarán siendo capturados, una vez más, por esos protones. Una vez que las estrellas más masivas hayan muerto, ya no habrá suficiente radiación ultravioleta para seguir ionizándolas una y otra vez, y entonces esos electrones volverán a bajar al estado fundamental, donde tendrán una probabilidad del 50/50 de alinearse o antialinearse con el espín del núcleo atómico.
De nuevo, esa misma radiación -de 21 centímetros de longitud de onda- se produce en escalas de tiempo de ~10 millones de años. Cada vez que medimos esa longitud de onda de 21 centímetros localizada en una región específica del espacio, incluso si se desplaza al rojo por la expansión del Universo, lo que estamos viendo es una prueba de la reciente formación de estrellas. Allí donde se produce la formación estelar, el hidrógeno se ioniza, y cuando esos átomos se vuelven neutros y vuelven a desexcitarse, esta radiación de longitud de onda específica persiste durante decenas de millones de años.
Cuando se forma un átomo de hidrógeno, tiene la misma probabilidad de que los espines del electrón y del protón estén alineados y antialineados. Si están antialineados, no se producirán más transiciones, pero si están alineados, pueden hacer un túnel cuántico hacia ese estado de menor energía, emitiendo un fotón de una longitud de onda muy específica (21 cm) en escalas de tiempo muy concretas y bastante largas. La precisión de esta transición se ha medido con una precisión superior a 1 parte en un trillón, y no ha variado a lo largo de las muchas décadas que se lleva conociendo. Es la primera luz emitida en el Universo tras la formación de átomos neutros: incluso antes de la formación de las primeras estrellas, pero también después: cada vez que se forman nuevas estrellas, la emisión ultravioleta ioniza los átomos de hidrógeno, creando de nuevo esta firma cuando esos átomos se vuelven a formar espontáneamente.Si tuviéramos la capacidad de cartografiar con sensibilidad esta emisión de 21 centímetros en todas las direcciones y a todos los desplazamientos al rojo (es decir, distancias) en el espacio, podríamos descubrir literalmente la historia de la formación estelar de todo el Universo, así como la desexcitación de los átomos de hidrógeno que se formaron por primera vez tras el Big Bang caliente. Con observaciones suficientemente sensibles, podríamos responder a preguntas como:
- ¿Existen estrellas en los vacíos oscuros del espacio por debajo del umbral de lo que podemos observar, esperando a ser reveladas por la desexcitación de sus átomos de hidrógeno?
- En las galaxias en las que no se observa ninguna nueva formación estelar, ¿ha terminado realmente la formación estelar o están naciendo estrellas de bajo nivel, a la espera de ser descubiertas a partir de esta firma reveladora de los átomos de hidrógeno?
- ¿Existe algún acontecimiento que caliente y provoque la ionización del hidrógeno antes de la formación de las primeras estrellas, y hay estallidos de formación estelar que existan más allá de las capacidades de observación directa incluso de nuestros observatorios infrarrojos más potentes?
La construcción de una antena parabólica muy grande, tal vez en un cráter lunar, o de un conjunto de radiotelescopios en la cara oculta de la Luna, permitiría realizar observaciones radioeléctricas sin precedentes del Universo, incluso en el importantísimo rango de los 21 centímetros, tanto en las cercanías como a lo largo del tiempo cósmico. La capacidad de cartografiar dónde se ha formado hidrógeno neutro en los últimos ~10-20 millones de años haría avanzar como ninguna otra cosa nuestra comprensión de la historia cósmica.Por supuesto, existe otra posibilidad que nos lleva mucho más allá de la astronomía a la hora de aprovechar esta importante longitud: crear y medir en el laboratorio suficientes átomos de hidrógeno con espín alineado para detectar esta transición de giro directamente, de forma controlada. La transición tarda unos ~10 millones de años en «girar» por término medio, lo que significa que necesitaríamos alrededor de un cuatrillón (1015) de átomos preparados, mantenidos inmóviles y enfriados a temperaturas criogénicas, para medir no sólo la línea de emisión, sino la anchura de la misma. Si hay fenómenos que causan un ensanchamiento intrínseco de la línea, como una señal de onda gravitacional primordial, un experimento de este tipo sería capaz, de forma bastante notable, de descubrir su existencia y magnitud.
En todo el Universo, sólo se conocen unas pocas transiciones cuánticas con la precisión inherente a la transición hiperfina spin-flip del hidrógeno, que da lugar a la emisión de una radiación de 21 centímetros de longitud de onda. Si queremos identificar:
- la formación estelar en curso y reciente a través del Universo,
- las primeras señales atómicas incluso antes de que se formaran las primeras estrellas,
- o la fuerza relicta de ondas gravitacionales aún no detectadas que quedaron de la inflación cósmica,
Ethan Siegal
Ethan Siegel es doctor en astrofísica y autor de Starts with a Bang (Empieza con una explosión). Es divulgador científico y profesor de física y astronomía en varias universidades. Ha ganado numerosos premios de divulgación científica desde 2008 por su blog, incluido el premio al mejor blog de ciencia del Instituto de Física. Sus dos libros Treknology: The Science of Star Trek from Tricorders to Warp Drive (La ciencia de Star Trek desde los tricorders hasta el motor Warp) y Beyond the Galaxy: How humanity looked beyond our Milky Way and discovered the entire Universe (Más allá de la galaxia: cómo la humanidad miró más allá de nuestra Vía Láctea y descubrió el Universo entero) están a la venta en Amazon. Sígale en Twitter @startswithabang.
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