Galilei Galilei dio a conocer su modesto telescopio un 21 de agosto 1609 al Senado de Venecia, pero no fue hasta noviembre de 1610 que consiguió construir un telescopio con un aumento de veinte veces el tamaño con una imagen aceptable. Lo utilizó para observar la Luna, los satélites de Júpiter, los anillos de Saturno y las estrellas, dando origen a una nueva revolución científica. Desde entonces la observación del cosmos no ha dejado de maravillarnos. El telescopio espacial James Webb es el ojo más potente para escrudiñar los secretos del cosmos. Con un espejo de más de cinco veces el del Hubble, podrá observar mas allá de lo conocido.
El Telescopio James Webb
A diferencia del Hubble que puede observar en el visible, ultravioleta corto y infrarrojo cercano, el Webb esta optimizado para observar en el infrarrojo profundo (600 – 28.500 nanometros).
El tamaño del telescopio Webb es más de cinco veces el tamaño del telescopio Hubble. Formado por 18 espejos hexagonales con un área total de aproximadamente 25 metros cuadrados. En comparación, el área del espejo del telescopio Hubble es de 4,5 metros cuadrados. Cuanto más grande es el área del espejo más cantidad de luz puede recolectar en un mismo tiempo, así Webb puede detectar una mayor cantidad de luz en menor tiempo y detectar objetos más lejanos y más tenues con mayor resolución de imagen.
Nunca antes se había observado el universo en esta longitud de onda, esto permite detectar la luz infrarroja del corrimiento hacia el rojo (redshift) de las galaxias más lejanas, indicando la expansión del universo y pudiendo observar los primeros objetos del universo.
Para tener una mejor idea sobre la radiación infrarroja simplemente anotar que el calor es una fuente de radiación infrarroja y por tanto cualquier cuerpo sea humano o celeste emite en este rango de frecuencias. Como idea básica podemos decir que a mayor temperatura mayor radiación infrarroja. Esta propiedad le concede al Webb la posibilidad de mirar a través de las nubes de polvo, pues los granos de polvo que oscurecen la luz visible, sin embargo son transparentes en el infrarrojo cercano dado que están muy fríos, al no existir estrellas cercanas. Así la luz infrarroja procedente de estrellas o galaxias situadas detrás de las nubes de polvo se vuelven visibles a estas frecuencias.
En vista de la importancia de estas propiedades espectrales el Webb tiene dos misiones primordiales que en principio pueden parecer contradictorias:
- Observar el universo primigenio
- Observar sistemas planetarios cercanos
Con el universo primigenio se persigue vislumbrar las primeras estrellas, como se convirtieron en galaxias y como aparecieron los primeros agujeros negros gigantes en los centros de estas galaxias. Por otro lado el gas y el polvo alrededor de las estrellas jóvenes se calientan y emiten radiación infrarroja, así el Webb podrá observar anillos planetarios y como se forman los planetas en estos mundos lejanos.
Hay que aclarar que el telescopio Webb no podrá observar las primeras estrellas de forma individual. Estas estrellas denominadas de la población III, están formadas por hidrógeno y helio procedente del big bang, las siguientes generaciones de estrellas (población II) contienen elementos pesados generados por las supernovas. Las estrellas de la población III adquieren tamaños enormes, hasta 1000 veces el tamaño Solar. Esto significa que son muy activas y queman su combustible nuclear en pocos millones de años. Webb puede detectar las galaxias formadas por estas estrellas si en su espectro detecta solamente hidrogeno y helio. Estas observaciones pueden dar indicios para resolver el misterio de la ionización del hidrogeno y como el universo se volvió transparente. Veamos con un poco más de detalle qué significa.
Después del big bang el universo lo constituían fundamentalmente protones, neutrones y electrones moviéndose a elevadas velocidades junto a fotones de luz, como consecuencia de la elevada temperatura generada en el inicio del big bang. Al irse enfriando el universo la velocidad de las partículas fue disminuyendo y los protones y neutrones pudieron combinarse para formar átomos ionizados de hidrógeno y deuterio. La fusión de dos átomos ionizados de deuterio dio lugar átomos ionizados de helio. Estos átomos ionizados de hidrógeno y helio atrajeron a electrones formando átomos neutros. Este proceso en el que los átomos ionizados se convierten en átomos neutros al capturar electrones se conoce como recombinación y sucedió aproximadamente 300.000 años después del big bang. El proceso de recombinación hace que el universo se vuelva transparente y la luz emerja en todas direcciones.
Al final se va complicando un poco más de lo deseado. Volvamos a la situación inicial donde hay una sopa de partículas y fotones (luz) que interactúan entre ellas. La luz no puede avanzar mucho pues continuamente los fotones chocan con los electrones y los electrones con los fotones. Cuando se produce la recombinación los electrones dejan de ser libres para estar unidos a los protones y neutrones formando átomos y los fotones (luz) pasan a su través iluminando el universo. Esto es lo que vemos hoy como el fondo cósmico de microondas (Cosmic Microwave Background).
Pero una vez formadas las primeras estrellas (población III), millones de veces más brillantes que nuestro Sol y por un tiempo de solamente de unos millones de años, explotan como supernovas. Estas supernovas emiten enormes cantidades de luz ultravioleta altamente energéticos que son capaces de arrancar los electrones de los átomos de hidrógeno que existen en el universo, volviendo a ionizarlos. Esta época se conoce como la reionización del hidrógeno. Sin embargo el telescopio Hubble detectó un número pequeño de galaxias en esta época del universo indicando que quizá no existían suficientes estrellas para ionizar el hidrógeno. Así pues el telescopio Webb tiene la misión de observar el universo primitivo y detectar estas primeras estrellas de la población III.
Pero todo esto genera un gran problema tecnológico, para poder captar esta luz infrarroja con gran precisión y detalle, el Webb no tiene que emitir calor para no confundir a sus sensores, lo cual es imposible. Pero se puede mantener lo más frío posible mediante enfriadores (cryocoolers) que deben mantener cuatro instrumentos del Webb a una temperatura inferior a 7 K (Kelvin) (-266ºC) y tres a 39 K (-234ºC). Todos estos “pequeños” detalles hacen que el coste del James Webb ascienda a unos 10 mil millones de dólares.
La siguiente imagen muestra el dispositivo de enfriamiento
Punto de Lagrange L2
El telescopio espacial James Webb no se encuentra en órbita alrededor de la Tierra, como el telescopio espacial Hubble ( en órbita terrestre a una distancia de 570 km). El James Webb se encuentra orbitando el Sol a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra, situado en segundo punto de Lagrange (L2). Existen cinco puntos de Lagrange entre la Tierra y el Sol, son puntos o zonas en el espacio donde la gravedad entre el Sol y la Tierra equilibra el movimiento orbital de un satélite. Esto significa que la fuerza de la gravedad del Sol y la Tierra queda compensada por la fuerza centrífuga. Un satélite en cualquiera de estos cinco puntos le permite mantenerse en una posición fija relativa a la Tierra y al Sol con el mínimo consumo de energía para corregir la posición. Descrito por primera vez por Lagrange en 1772 con “Essai sur le Problème des Trois Corps”.
La posición L2 mantiene al telescopio Webb en línea con la Tierra, el Sol y la Luna, al mismo tiempo que se mueve alrededor del Sol. Esta configuración orbital permite que el gran parasol o escudo solar del satélite proteja al telescopio de la luz y el calor del Sol, la Tierra y la Luna, que se encuentran en la misma dirección. Manteniendo una gran diferencia de temperatura entre la cara que da al Sol (85ºC) y la cara en sombra que protege a los instrumentos (-233ºC).
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Primeras Observaciones
Galaxias en un universo primigenio
Esta imagen fue capturada por el telescopio Webb en tan solo un día de exposición, mientras para obtener una imagen similar el telescopio Hubble necesitaría varias semanas.Se observan galaxias formadas después de 100 millones de años del big bang, recuadradas en rojo. Las flechas en azul indican algunas lentes gravitacionales producidas por la distorsión del espacio-tiempo creado por el clúster de galaxias central que deforman la luz de las galaxias más lejanas.
Esta imagen muestra el desplazamiento al rojo (redshift) de las galaxias primordiales. Observamos como las lineas del espectro del hidrogeno y del Oxigeno van desplazándose hacia la derecha (hacia el rojo del espectro) indicando que la galaxia se encuentra más distante.
Espectro Galaxia Primordial
La luz captada por Webb en la imagen anterior fue emitida por una galaxia hace 13,1 mil millones de años. El instrumento que capturó esta débil luz es el Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec) o Espectrógrafo del Infrarrojo Cercano y es un instrumento tan sensible que es capaz de observar la luz individual de las galaxias del universo primitivo. Con esto se puede conocer la composición química, temperatura y densidad del gas ionizado de las galaxias.
Quinteto de Stephan
Esta composición de las cinco galaxias que forman el quinteto de Stephan contiene unos 150 millones de pixeles y se ha formado a partir de 1000 imágenes separadas.Aunque se denomina quinteto de Stephan por su descubridor Edouard Stephan en 1877. Como puede observarse en la imagen, NGC 7320 tiene una velocidad de 790 km/s bastante diferente de las otras cuatro mucho más elevada. Esto es así debido a que las otras cuatro galaxias se encuentran mas lejos, a unos 290 millones de años luz y se encuentran interactuando gravitacionalmente, mientras NGC 7320 se encuentra a unos 40 millones de años luz. Podemos observar con mayor detalle sus estrellas debido a que se encuentra más cerca de la Tierra.
Una de las observaciones del Webb ha sido descubrir un supermasivo agujero negro con una masa 24 millones de veces la del Sol en NGC7319. Su actividad energética equivale a 40 mil millones de Soles.
En esta imagen se observa el gas ionizado por la acción del agujero negro donde se puede determinar su velocidad. Las regiones en color azul indican el movimiento del gas hacia el Webb y en color naranja alejándose. Las lineas correspondiente al gas ionizado de argon y neon es consecuencia de la alta temperatura de gas ionizado debido a la gran cantidad de radiación del supermasivo agujero negro, producido a su vez por la gran aceleración a la que esta sometido el gas ionizado que “cae” al agujero negro. Puede ver un enlace sobre la energia de los agujeros negros. La linea correspondiente al hidrogeno molecular proviene de un gas denso más frio en las regiones centrales de la galaxia y arrastrado por el “viento galáctico” generado por las explosiones estelares.
El telescopio James Webb esta diseñado para vez más allá de lo observado hasta ahora. Para ver la primera luz del universo, las primeras estrellas, las primeras galaxias y los primeros sistemas planetários donde se originó la vida.
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