LA ASOMBROSA ANATOMÍA HUMANA

Anatomía (del griego, anatomē, ‘disección’), rama de las ciencias naturales relativa a la organización estructural de los seres vivos. Es una ciencia muy antigua, cuyos orígenes se remontan a la prehistoria. Durante siglos los conocimientos anatómicos se han basado en la observación de plantas y animales diseccionados. Sin embargo, la comprensión adecuada de la estructura implica un conocimiento de la función de los organismos vivos. Por consiguiente, la anatomía es casi inseparable de la fisiología, que a veces recibe el nombre de anatomía funcional. La anatomía, que es una de las ciencias básicas de la vida, está muy relacionada con la medicina y con otras ramas de la biología.

Es conveniente subdividir el estudio de la anatomía en distintos aspectos. Una clasificación se basa según el tipo de organismo en estudio; en este caso las subdivisiones principales son la anatomía de las plantas y la anatomía animal. A su vez, la anatomía animal se subdivide en anatomía humana (ver más adelante) y anatomía comparada, que establece las similitudes y diferencias entre los distintos tipos de animales. La anatomía también se puede dividir en procesos biológicos, por ejemplo, anatomía del desarrollo (estudio de los embriones) y anatomía patológica o estudio de los órganos enfermos. Otras subdivisiones, como la anatomía quirúrgica y la anatomía artística, se basan en la relación de la anatomía con otras actividades bajo el título general de anatomía aplicada. Otra forma más de subdividir la anatomía depende de las técnicas empleadas, como por ejemplo la microanatomía, que se basa en las observaciones obtenidas con ayuda del microscopio (véase el apartado sobre historia de la anatomía).

ANATOMÍA HUMANA

Anatomía humana

El funcionamiento del cuerpo humano se basa en los sistemas que se exponen resumidos a continuación. Esta enciclopedia comprende artículos independientes para cada uno de los sistemas y órganos mencionados, a los cuales se remite al lector para obtener información más completa. Las referencias a los artículos que se ocupan de los sentidos y la percepción se enumeran en el de los órganos sensoriales.

Esqueleto y musculatura

Sección de un hueso

Los huesos están compuestos de una intrincada estructura en capas que les proporciona la fuerza del acero y un peso semejante al del aluminio. Una red central con cavidades llamada hueso esponjoso proporciona fuerza sin añadir un peso excesivo. Una capa de hueso más denso llamada hueso compacto rodea el hueso esponjoso. El hueso compacto se compone de muchas unidades llamadas osteonas. Las osteonas constan de un canal central rodeado de capas concéntricas muy apretadas llamadas láminas. Cada canal de una osteona aloja vasos sanguíneos y nervios. Una capa final, una delgada membrana llamada periostio, protege el hueso y alberga los nervios y los vasos sanguíneos responsables de detectar el dolor y proporcionar nutrientes al hueso.

El esqueleto humano está formado por más de 200 huesos que se unen por bandas de tejido conjuntivo resistente y poco elástico denominadas ligamentos. Las distintas partes del cuerpo varían mucho en su grado de movilidad. Por ejemplo, el brazo a la altura del hombro se mueve libremente, mientras que la articulación de la rodilla, se reduce a un movimiento de bisagra. Los movimientos de cada vértebra son muy limitados y los huesos que forman el cráneo son inmóviles. Los movimientos de los huesos del esqueleto se llevan a cabo gracias a las contracciones de los músculos esqueléticos que se unen a los huesos a través de tendones. Estas contracciones musculares están controladas por el sistema nervioso. Véase Músculo; Esqueleto.

Sistema nervioso

Sistema nervioso autónomo o vegetativo

El sistema nervioso autónomo dirige las actividades corporales sobre las que el individuo no tiene un control consciente, como la respiración o la digestión. Consta de dos partes: el sistema simpático y el parasimpático.

El sistema nervioso se divide en somático, que efectúa el control voluntario sobre los músculos esqueléticos, y autónomo, que es involuntario y controla el músculo liso, el músculo cardiaco y las glándulas. El sistema nervioso autónomo se divide en dos: simpático y parasimpático. La mayoría de los músculos y las glándulas poseen una doble inervación; en tales casos las dos divisiones pueden ejercer efectos opuestos. Por ejemplo, el sistema simpático aumenta la frecuencia de los latidos cardiacos y el parasimpático la disminuye. Sin embargo, los dos sistemas nerviosos no son siempre antagónicos. Por ejemplo, los dos sistemas inervan las glándulas salivares y estimulan las células secretoras. Además, una rama del sistema nervioso autónomo puede excitar e inhibir un sólo efecto, como en el caso de la inervación simpática de los vasos sanguíneos del músculo esquelético. Por último, las glándulas sudoríparas, los músculos que provocan el erizamiento involuntario del pelo, las fibras musculares lisas del bazo, y los vasos sanguíneos de la piel y el músculo esquelético reciben sólo inervación simpática.

Los movimientos voluntarios de la cabeza, las extremidades y el cuerpo se deben a los impulsos nerviosos que proceden del área motora de la corteza cerebral, que son transmitidos por los nervios craneales o por los que nacen en la médula espinal con destino a los músculos esqueléticos. La acción implica la excitación de las células nerviosas que estimulan los músculos afectados y la inhibición de las células que estimulan los músculos opuestos. Un impulso nervioso es un cambio en el potencial eléctrico dentro de una fibra o célula nerviosa, que se mide en milivoltios, dura pocos milisegundos y se puede registrar mediante electrodos.

Médula espinal: estructura anatómica

La médula espinal está contenida dentro del canal vertebral y, junto con el encéfalo, constituye el sistema nervioso central. En su interior, la sustancia gris tiene forma de H y está constituida por los cuerpos celulares de las neuronas medulares; la sustancia blanca, en cambio, está compuesta por fibras nerviosas.

Los movimientos pueden ocurrir también como respuesta directa a un estímulo externo; por ejemplo, la percusión sobre la rodilla desencadena una sacudida y un destello de luz sobre un ojo provoca la contracción de la pupila. Estas respuestas involuntarias se llaman reflejos. Los receptores, diversas terminaciones nerviosas, envían de forma continua impulsos hacia el sistema nervioso central. Hay tres tipos de receptores: exteroceptores, sensibles al dolor, temperatura, tacto y presión y en general a cualquier estímulo que proviene del exterior pero que se encuentra en contacto con el cuerpo; interoceptores, que reaccionan a cambios en el medio interno, y propioceptores, que responden a variaciones en el movimiento, posición y tensión y suelen estar localizados en los músculos. Estos impulsos finalizan, en algunos casos, en la médula espinal y, en la mayoría de los casos, en áreas especiales del cerebro, de la misma forma que los receptores especiales de la visión, la audición, el olfato y el gusto.

Las contracciones musculares no siempre producen un movimiento real. En la mayoría de los músculos existe una pequeña fracción del número total de fibras que se contraen de forma continua. Esto permite mantener la postura de una extremidad y la capacita para resistir la elongación o el estiramiento pasivo. Esta leve contracción mantenida se denomina tono muscular.

miércoles, 13 de octubre de 2010

Astronomía de rayos X

Astronomía de rayos X, detección y estudio de la radiación electromagnética emitida por los cuerpos celestes en forma de rayos X. La astronomía de rayos X proporciona a los astrofísicos un medio de estudiar ciertos acontecimientos violentos y ricos en energía que se producen en el Universo. Casi todas las categorías de objetos astronómicos, desde estrellas cercanas hasta quasares distantes, emiten rayos X en algún momento de su ciclo vital.

Los rayos X son una parte de un amplio espectro de energía denominado radiación electromagnética. Las ondas electromagnéticas van desde los rayos gamma, de alta energía y baja longitud de onda, hasta las ondas de radio de baja energía y longitud de onda elevada, pasando por la luz visible. Los rayos X tienen longitudes de onda más cortas y energías más elevadas que la luz visible y la radiación ultravioleta, pero su longitud de onda es mayor que la de los rayos gamma. Son suficientemente potentes, y su longitud de onda es lo suficientemente baja, para atravesar muchos materiales que reflejan o absorben la luz visible.

Los objetos o regiones del espacio emiten rayos X por alguna de las dos causas siguientes. La mayor parte de los rayos X procede de regiones en las que un gas se ha calentado a decenas de millones de grados. Este calentamiento se puede deber a las ondas de choque procedentes de enormes explosiones estelares, a la precipitación del gas en campos gravitatorios intensos (véase Gravitación) u otros acontecimientos ricos en energía, que provocan que el gas emita rayos X. La emisión de rayos X provocada por un gas caliente se denomina emisión térmica. Los rayos X también se pueden emitir cuando un campo magnético muy intenso acelera los electrones hasta velocidades próximas a la de la luz. Este tipo de emisión de rayos X se denomina no térmica.

DETECCIÓN DE LOS RAYOS X

Telescopio de rayos X

Para observar las fuentes celestes de rayos X es preciso construir y poner en órbita un telescopio especial, pues la atmósfera terrestre absorbe los rayos X procedentes del espacio. Las lentes normales no sirven para enfocar los rayos X porque éstos las atraviesan sin refractarse (desviarse); pero pueden reflejarse si inciden muy oblicuamente sobre una superficie metálica. En los telescopios de rayos X se utilizan unos tubos encajados y ligeramente cónicos para enfocar esta radiación en un detector.

Aunque los rayos X atraviesan fácilmente muchos objetos macizos, la atmósfera terrestre absorbe la mayor parte de este tipo de radiación que incide sobre ella. Por lo tanto, la astronomía de rayos X necesita instrumentos situados por encima de la atmósfera. Los astrónomos emplean cohetes, globos y satélites para situar sus instrumentos más allá de la atmósfera. También deben usar telescopios y detectores especiales, puesto que los rayos X atraviesan los telescopios ordinarios.

Los telescopios de rayos X reflejan y enfocan estos rayos para producir una imagen utilizable por los astrónomos. Muchos telescopios de rayos X emplean un espejo metálico con forma hiperbólica, parabólica, o una combinación de ambas. El espejo o reflector de estos telescopios de rayos X —denominados telescopios de incidencia rasante— no es relativamente plano, como el de los telescopios ópticos, sino casi cilíndrico. Cuando los rayos X llegan al reflector, inciden de forma rasante sobre su superficie. El ángulo entre el reflector y los rayos X es justo lo suficientemente grande para que el reflector los refleje hacia un foco central, pero no lo bastante como para que absorba los rayos X o los deje pasar a través de él. La mayoría de los telescopios de rayos X contienen varios reflectores concéntricos; cada reflector aumenta la potencia de captación de radiación de telescopio.

Otro tipo de telescopio de rayos X —denominado telescopio multicapa— tiene un reflector más plano, más parecido al de un telescopio óptico. Muchos de los rayos X que inciden sobre el reflector de un telescopio multicapa lo atraviesan, pero unas capas muy finas de materiales especiales intensifican los rayos X que sí son reflejados. Los telescopios multicapa pueden captar radiación procedente de una zona del cielo mayor que un telescopio de incidencia rasante.

Los reflectores de los telescopios de rayos X de incidencia rasante o multicapa captan y enfocan la radiación, pero la información obtenida debe ser registrada para que los astrónomos puedan utilizarla. Unos detectores que actúan como cámaras electrónicas detectan y registran la radiación que llega al punto focal del telescopio. Un detector puede ser un dispositivo de acoplamiento de carga (CCD), un detector de placa microcanal o una cámara de ionización (véase Detectores de partículas: Cámara de ionización). Los tres tipos de detectores registran como señal electrónica la ubicación de cada fotón de rayos X que incide sobre el detector.

Un CCD es una red de fotodiodos (circuitos eléctricos sensibles a la radiación electromagnética). El CCD registra la ubicación de cada fotodiodo sobre el que incide un fotón de rayos X (un fotón es un paquete de radiación electromagnética). También registra la energía del fotón, que depende de su frecuencia, y por tanto de su longitud de onda.

Un detector de placa microcanal es una red de minúsculos tubos huecos. Los tubos están recubiertos por una sustancia que emite electrones cuando incide sobre ella un fotón de rayos X. Cuando un fotón entra en uno de los tubos, éste envía una señal eléctrica. El detector registra la ubicación de cada fotón, pero no puede determinar la frecuencia de la radiación.

Una cámara de ionización es una cámara que contiene un gas y una red de cables. Cuando un fotón de rayos X penetra en el gas, produce un electrón que ioniza el gas circundante arrancando electrones de las moléculas de gas o cediéndoselos, dejando a su paso moléculas de carga positiva o negativa, llamadas iones. Los iones de gas positivos o negativos envían una señal eléctrica por el cable más próximo, lo que indica aproximadamente la ubicación del fotón. Las cámaras de ionización no son tan buenas como los otros detectores a la hora de detectar la posición del fotón, pero pueden medir la energía del fotón mejor que las placas microcanal. Los astrónomos interesados en determinar la ubicación y tamaño exactos de un objeto emisor de rayos X necesitan buenas medidas de la posición. Los científicos que miden las características de la radiación emitida por un objeto necesitan buenas medidas de la longitud de onda y la energía.

FUENTES DE RAYOS X

Cualquier objeto celeste que produzca gases calientes o campos magnéticos intensos puede emitir rayos X. Entre estos objetos figuran fuentes situadas dentro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y fuentes externas a la Vía Láctea. Las fuentes galácticas incluyen estrellas, estrellas dobles o binarias, púlsares, emisoras explosivas de rayos X y restos de supernovas. Entre las fuentes extragalácticas se hallan las galaxias de rayos X, los quasares y la radiación de fondo de rayos X. Algunos objetos sólo emiten una parte minúscula de su energía total en forma de rayos X. Otros pueden ser tenues en el espectro visible y emitir una radiación intensa de rayos X.

Fuentes galácticas

Una estrella normal como nuestro Sol genera rayos X en su capa externa, la llamada corona, que alcanza temperaturas elevadas. Las erupciones solares, o estelares, también emiten rayos X. La superficie de la mayoría de las estrellas ordinarias es demasiado fría para generar rayos X.

Una binaria de rayos X es una pareja de estrellas que emite este tipo de radiación. Las binarias de rayos X están formadas por una estrella normal que orbita en torno a un objeto muy denso, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. La atracción gravitatoria del objeto denso arranca parte de la atmósfera externa de la estrella normal. El flujo de material procedente de la atmósfera estelar forma un disco que gira en torno al objeto más denso. Este gas se calienta por rozamiento y emite rayos X.

Las estrellas de neutrones pueden emitir rayos X debido al intenso campo magnético que las rodea, hasta un billón de veces superior al de la Tierra. Una estrella de neutrones es el núcleo extremadamente denso, que gira a gran velocidad, de una estrella que ha explotado en una supernova. Si tiene una compañera cercana, la intensa gravedad de la estrella de neutrones arranca material de la otra estrella. El campo magnético de algunas estrellas de neutrones es tan intenso que obliga al material atrapado a caer sobre su superficie a través de una especie de embudos magnéticos situados en los polos de la estrella. El rozamiento calienta el material entrante y hace que emita rayos X. El campo magnético de la estrella también afecta a los rayos X emitidos, forzándolos a salir en haces estrechos desde los polos magnéticos. La estrella de neutrones parece emitir los rayos X de forma pulsante porque la estrella gira varias veces por segundo, orientando los puntos calientes de los polos hacia la Tierra como si fuera un faro giratorio. Las estrellas de neutrones que emiten rayos X de este modo se denominan púlsares de rayos X.

Algunas estrellas de neutrones tienen campos magnéticos más débiles que permiten que el material entrante caiga sobre toda la superficie de la estrella. Con el tiempo, se acumula tanto material que la capa superficial se hace suficientemente densa para desencadenar una gran explosión termonuclear. La explosión calienta el gas y hace que genere rayos X. Este tipo de estrellas de neutrones —denominadas emisoras explosivas de rayos X— puede aumentar su producción de rayos X un millón de veces durante una explosión. La radiación de rayos X se va debilitando, y el sistema binario entra en un largo periodo de tranquilidad mientras se vuelve a acumular material de la otra estrella en la superficie de la estrella de neutrones.

Ciertas estrellas muy masivas explotan en una supernova al final de su vida. La estrella comienza a agotar su combustible nuclear y empieza a colapsarse. Llega un momento en que la densidad cada vez mayor de la estrella desencadena una última y enorme explosión nuclear. Las ondas de choque generadas por esta explosión calientan el gas interestelar hasta tal punto que el gas emite rayos X durante miles de años.

Fuentes extragalácticas

Telescopio de rayos X Chandra

En la fotografía aparece el telescopio espacial de rayos X Chandra en el interior de la bodega de carga del transbordador Columbia, en el Centro Espacial John F. Kennedy, días antes de su lanzamiento en 1999.

La mayoría de las galaxias contiene el mismo tipo de objetos emisores de rayos X que los que existen en la Vía Láctea, pero estas galaxias están tan distantes que generalmente no es posible detectar esas fuentes desde la Tierra. Sólo se pueden detectar objetos extragalácticos de energía muy elevada, como grandes supernovas o agujeros negros extremadamente masivos. Los centros de muchas galaxias son emisores potentes de rayos X. Los astrónomos creen que esto se debe a que casi todas las galaxias tienen en su centro un agujero negro supermasivo. Estos agujeros negros tienen una masa entre un millón y 1.000 millones de veces superior a la del Sol, y producen campos gravitatorios y magnéticos muy intensos. En las galaxias especialmente activas en el espectro de rayos X (galaxias de rayos X), a menudo existe gran cantidad de material en torno al agujero negro del núcleo galáctico. Al precipitarse esta materia hacia el agujero negro, el rozamiento calienta el gas y el polvo lo suficiente para generar rayos X. Los electrones también son atrapados y acelerados por el campo magnético del agujero negro, produciendo rayos X.

El telescopio espacial de rayos X Chandra, lanzado por la NASA en julio de 1999, detectó por primera vez, en noviembre de 2002, la existencia de dos agujeros negros supermasivos en el centro de una misma galaxia. Otros telescopios, trabajando en otras regiones del espectro (visible, infrarrojo y radio), habían observado ya dos núcleos brillantes en esta galaxia, situada a 400 millones de años luz de la Tierra, pero no pudieron determinar su naturaleza; las emisiones de rayos X permitieron al telescopio Chandra estudiar los dos objetos por separado e identificarlos como agujeros negros supermasivos.

Los cúmulos de galaxias figuran entre las fuentes de rayos X más luminosas del cielo. Los rayos X son producidos por enormes cantidades de gas hidrógeno muy caliente que existen en estos cúmulos. Los astrónomos han comprobado que la cantidad de materia visible en el cúmulo no es suficiente para explicar cómo tanto gas se ve comprimido y calentado a temperaturas tan elevadas. Su conclusión es que debe existir una cantidad enorme de materia oscura —materia que no emite radiación electromagnética por lo que no es visible para los observadores terrestres— para proporcionar la fuerza gravitatoria necesaria para retener el gas en el cúmulo de galaxias.

El Universo en su conjunto también emite radiación de rayos X. La radiación de fondo de rayos X es intensa y uniforme (es decir, igual en todas las direcciones). Esta uniformidad es una de las razones por la que los astrónomos creen que casi todas las galaxias del Universo tienen en su centro un agujero negro emisor de rayos X. La distribución de galaxias en el Universo es uniforme a gran escala, por lo que los rayos X procedentes de agujeros negros galácticos explicarían la uniformidad de esta radiación de fondo.

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA DE RAYOS X

El físico alemán Wilhelm C. Roentgen descubrió accidentalmente los rayos X en 1895 durante un experimento de laboratorio. Llamó a la radiación “rayos X” porque la x es un símbolo matemático común para lo desconocido. Roentgen y otros científicos descubrieron muy pronto la capacidad de estos rayos para atravesar numerosas sustancias, y aplicaron sus investigaciones sobre rayos X a la medicina y la industria.

Los rayos X procedentes del espacio exterior no fueron descubiertos hasta después de la II Guerra Mundial (1939-1945). Los científicos del Naval Research Laboratory (Laboratorio de Investigación Naval) de Estados Unidos equiparon un cohete V-2 capturado a los alemanes con un detector de rayos X, y lo hicieron atravesar la atmósfera terrestre. El detector registró rayos X procedentes del Sol.

En 1962, un grupo de científicos estadounidenses —entre ellos Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Frank Paolini y Bruno Rossi— envió un detector de rayos X montado en un cohete para estudiar el efecto del Sol sobre la emisión de rayos X de la Luna. Pero, en lugar de ello, el detector captó rayos X procedentes de una fuente intensa en la constelación Escorpio. El objeto, denominado Scorpius X-1 o Sco X-1, fue el primer agujero negro descubierto.

Alentado por este descubrimiento inesperado, Giacconi encabezó el desarrollo del primer observatorio situado en órbita alrededor de la Tierra, llamado Uhuru (“libertad” en lengua swahili). Lanzado en 1970, el Uhuru trazó un mapa de todo el cielo y descubrió unas 300 fuentes de rayos X, muchas más de las que nadie había imaginado nunca.

A finales de la década de 1970, la NASA (National Aeronautics and Space Administration) lanzó una serie de satélites de rayos X con notable éxito, llamados “observatorios astronómicos de alta energía” (HEAO, siglas en inglés). El HEAO-2, también llamado observatorio Einstein, fue el primer observatorio espacial capaz de obtener imágenes de rayos X comparables a las imágenes producidas por telescopios ópticos. El telescopio Einstein reveló que muchas galaxias y quasares activos son potentes emisores de rayos X. Véase Astronáutica.

Durante la década de 1980, las agencias espaciales europea, japonesa y rusa siguieron enviando misiones astronómicas de rayos X dirigidas en gran medida a estudiar en profundidad fenómenos como las emisoras explosivas de rayos X o los púlsares de rayos X.

En la década de 1990, un satélite alemán de rayos X llamado satélite Roentgen (ROSAT) proporcionó una visión más nítida, sensible y amplia de la radiación celeste de rayos X. El estudio del ROSAT de la totalidad del cielo identificó casi 60.000 fuentes de rayos X en todo el Universo. Otros tres satélites de rayos X lanzados durante esa década fueron: el “satélite avanzado para cosmología y astrofísica” (ASCA), el “explorador Rossi de cronomedición de rayos X” (RXTE), ambos estadounidenses, y el “satélite italiano para astronomía de rayos X” (BeppoSAX), de los cuales, el RXTE es el único que continúa operativo.

En diciembre de 1999, cuatro meses después de que la NASA lanzara el telescopio Chandra, la Agencia Espacial Europea puso en órbita otro telescopio de rayos X de tecnología avanzada, el Newton XMM, que envió sus primeras imágenes a principios de 2000. Datos obtenidos por este telescopio durante más de un año, permitieron presentar, en abril de 2003, un catálogo de unas 30.000 fuentes de rayos X, entre las que aparecen localizadas miles de estrellas y galaxias desconocidas hasta entonces.

Los tres primeros minutos del universo.

El misterioso ruido de microondas

El profesor de la Universidad de Harvard y premio Nobel de Física 1979, Steven Weinberg, reconstruye Los tres primeros minutos del universo basándose en el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, radiación de baja temperatura que llega desde el espacio a la superficie de la Tierra.

Fragmento de Los tres primeros minutos del universo.

De Steven Weinberg.

Capítulo 3.

El fondo de radiación cósmica de microondas.

En 1964, el laboratorio de la Bell Telephone poseía una excepcional antena de radio en Crawford Hill, Holmdel, New Jersey. Se la había construido para la comunicación a través del satélite Echo, pero sus características —un reflector de 20 pies en forma de cuerno con nivel de ruido ultrabajo— la convertían en prometedor instrumento para la radioastronomía. Dos radioastrónomos, Arno A. Penzias y Robert W. Wilson, comenzaron a usar la antena para medir la intensidad de las ondas de radio emitidas por nuestra galaxia a elevadas latitudes galácticas, esto es, fuera del plano de la Vía Láctea.

Este tipo de medición es muy dificultosa. Las ondas de radio de nuestra galaxia, como de la mayoría de las fuentes astronómicas, pueden describirse fielmente como una suerte de ruido, similar al «ruido parásito» que se oye en una radio durante una tormenta. Este ruido no es fácil de distinguir del inevitable ruido eléctrico que producen los movimientos al azar de los electrones dentro de la estructura de la antena de radio y los circuitos del amplificador, o del ruido de radio que recoge la antena de la atmósfera de la Tierra. El problema no es tan serio cuando uno estudia una fuente de ruidos relativamente «pequeña», como una estrella o una galaxia distante. En este caso, se puede mover la antena de un lado a otro, entre la fuente y el cielo vacío circundante; todo ruido espurio que provenga de la estructura de la antena, los circuitos del amplificador o la atmósfera de la Tierra será el mismo se apunte la antena a la fuente o al cielo cercano, de modo que se lo anula cuando se comparan las dos observaciones. Pero Penzias y Wilson trataban de medir el ruido de radio proveniente de nuestra galaxia, es decir del cielo mismo. Por lo tanto, era vitalmente importante identificar todo ruido eléctrico que pudiera producirse dentro del sistema receptor.

Las pruebas anteriores de este sistema, en efecto, habían revelado un poco más de ruido del que se podía descontar, pero parecía probable que esta discrepancia se debiese a un ligero exceso de ruido eléctrico en los circuitos del amplificador. Para eliminar tales problemas, Penzias y Wilson usaron un recurso llamado de «carga en frío»: se comparaba la energía proveniente de la antena con la producida por una fuente artificial enfriada con helio líquido, a unos cuatro grados por encima del cero absoluto. El ruido eléctrico en los circuitos del amplificador sería el mismo en ambos casos, y por ende se lo podía anular en la comparación, permitiendo así una medición directa de la energía proveniente de la antena. La energía de la antena medida de esta manera sólo consistiría en los aportes de la estructura de la antena, la atmósfera de la Tierra y cualquier fuente astronómica de ondas de radio.

Penzias y Wilson esperaban que hubiera muy poco ruido eléctrico dentro de la estructura de la antena. Sin embargo, para verificar esta suposición, comenzaron sus observaciones en una longitud de onda relativamente corta, de 7,35 centímetros, en la que el ruido de radio de nuestra galaxia es despreciable. Naturalmente cabía esperar en esta longitud de onda algún ruido de radio proveniente de la atmósfera de la Tierra, pero éste tiene una característica dependencia de la dirección: es proporcional al espesor de la atmósfera a lo largo de la dirección en la que se apunta la antena, menor hacia el cenit y mayor hacia el horizonte. Se esperaba que, después de substraer un término atmosférico con esta característica dependencia de la dirección, esencialmente no quedaría energía de la antena, y esto confirmaría que el ruido eléctrico producido dentro de la estructura de la antena era, en verdad, despreciable. Entonces podrían continuar estudiando la galaxia misma a una longitud de onda mayor, de unos 21 centímetros, a la que se esperaba que el ruido de radio galáctico fuera apreciable.

(Dicho sea de paso, las ondas de radio con longitudes de onda como 7,35 centímetros o 21 centímetros, y hasta 1 metro, son llamadas «radiación de microondas». Se las llama así porque esas longitudes de onda son menores que las de la banda de VHF usadas por el radar a comienzos de la Segunda Guerra Mundial.)

Para su sorpresa, Penzias y Wilson hallaron en la primavera de 1964 que captaban una cantidad apreciable de ruido de microondas a 7,35 centímetros que era independiente de la dirección. También hallaron que este «ruido parásito» no variaba con la hora del día ni con la estación, a medida que avanzaba el año. No parecía que pudiera provenir de nuestra galaxia, pues si así fuera, entonces la gran galaxia M31 de Andrómeda, que en la mayoría de los aspectos es similar a la nuestra, presumiblemente también tendría una fuerte radiación en 7,35 centímetros, y este ruido de microondas ya habría sido observado. Sobre todo, la ausencia de toda variación en el ruido de microondas observado con respecto a la dirección indicaba claramente que esas ondas de radio, si eran reales, no provenían de la Vía Láctea, sino de un volumen mucho mayor del Universo.

Evidentemente, era necesario cerciorarse otra vez de que la antena misma no estaba generando más ruido eléctrico que el esperado. En particular, se sabía que un par de palomas habían estado posándose en el cuello de la antena. Las palomas fueron atrapadas, enviadas a los Laboratorios Bell en Whippany, liberadas, halladas nuevamente en la antena de Hoimdel unos días más tarde, atrapadas nuevamente, y por último disuadidas por medios más decisivos. Pero en el curso de su permanencia las palomas habían cubierto el cuello de la antena con lo que Penzias llamaba delicadamente «un material dieléctrico blanco», y a la temperatura ambiente este material podía ser una fuente de ruido eléctrico. A principios de 1965 fue posible desarmar el cuello de la antena y limpiar la suciedad, pero esto, y todos los demás esfuerzos, sólo produjo una disminución muy pequeña del ruido observado. Subsistía el misterio: ¿de dónde provenía el ruido de microondas?

El único dato numérico de que disponían Penzias y Wilson era la intensidad del ruido de radio que habían observado. Para describir esta intensidad, usaron un lenguaje que es común entre los ingenieros radioeléctricos, pero que en este caso resultó tener una inesperada importancia. Cualquier cuerpo a cualquier temperatura superior al cero absoluto emite siempre un ruido radioeléctrico, producido por los movimientos térmicos de los electrones internos del cuerpo. Dentro de una caja con paredes opacas, la intensidad del ruido en cualquier longitud de onda determinada sólo depende de la temperatura de las paredes: cuanto mayor es la temperatura, tanto mayor es el ruido. Así, es posible describir la intensidad de ruido observado a una determinada longitud de onda en términos de una «temperatura equivalente», la temperatura de las paredes de una caja dentro de la cual el ruido tendría la intensidad observada. Por supuesto, un radiotelescopio no es un termómetro; mide la intensidad de las ondas de radio registrando las pequeñas corrientes eléctricas que las ondas generan en la estructura de la antena. Cuando un radioastrónomo dice que observa ruido radioeléctrico con un equivalente de temperatura tal y cual, sólo quiere decir que ésta es la temperatura de la caja opaca en la cual tendría que colocarse la antena para producir la intensidad de ruido observada. Desde luego, el que la antena se halle o no en tal caja es otra cuestión.

(Para prevenir objeciones de los expertos, debo decir que los ingenieros de radio a menudo describen la intensidad de un ruido de radio en términos de la llamada temperatura de antena, que es un poco diferente de la «temperatura equivalente» descrita. Para las longitudes de onda y las intensidades observadas por Penzias y Wilson, las dos definiciones son prácticamente idénticas.)

Penzias y Wilson hallaron que la temperatura equivalente del ruido que recibían era de unos 3,5 grados centígrados por encima del cero absoluto (o, más exactamente, entre 2,5 y 4,5 grados por sobre el cero absoluto). Las temperaturas medidas en la escala centígrada pero referidas al cero absoluto, y no al punto de fusión del hielo, son los «grados Kelvin». Así, el ruido de radio observado por Penzias y Wilson podría describirse como con una «temperatura equivalente» de 3,5 grados Kelvin, o 3,5° K, para abreviar. Esto era mucho más de lo esperado, pero aún se trataba de una temperatura muy baja en términos absolutos, por lo que no cabe sorprenderse de que Penzias y Wilson dieran vueltas un poco a este resultado antes de darlo a conocer. Sin duda no fue inmediatamente obvio que se trataba del más importante avance cosmológico desde el descubrimiento de los corrimientos hacia el rojo.

Fuente: Weinberg, Steven. Los tres primeros minutos del universo. Versión española de Néstor Míguez. Madrid: Alianza Editorial, 1982.

La asombrosa Materia oscura

Materia oscura, material no luminoso que no se puede detectar directamente observando la radiación electromagnética en cualquier rango, sino que su existencia, distribuida por todo el Universo, es sugerida por ciertas consideraciones teóricas. Determinar si la materia oscura existe es uno de los problemas más apasionantes de la astrofísica moderna.

Hay tres consideraciones teóricas principales que sugieren la existencia de la materia oscura. La primera se basa en la velocidad de rotación de las galaxias. Las galaxias cercanas a la Vía Láctea parecen girar más rápido de lo que cabría esperar por la cantidad de materia visible que parece haber en ellas. Muchos astrónomos creen que hay suficientes pruebas para pensar que más del 90% de la materia de una galaxia típica es invisible.

La segunda consideración teórica se basa en la existencia de cúmulos de galaxias. Muchas galaxias en el Universo se agrupan en estos cúmulos. Algunos astrónomos argumentan que si se aceptan ciertas suposiciones razonables —específicamente, que las galaxias agrupadas se mueven juntas por la gravedad y que los cúmulos se formaron hace millones de años— se deduce que más del 90% de la materia de un determinado cúmulo es materia oscura; de otra forma, los cúmulos no tendrían materia suficiente para mantener juntas las galaxias y ya se habrían separado.

La tercera consideración teórica que sugiere que la materia oscura existe se basa en el modelo inflacionario del Big Bang (véase Cosmología). De los tres tipos de consideraciones que sugieren la existencia de la materia oscura, ésta es la más polémica. Conforme a la idea de inflación cósmica, el Universo atravesó un periodo de expansión extremadamente rápido cuando era muy joven (véase Teoría inflacionaria). No obstante, si el modelo inflacionario del Big Bang es correcto, entonces la constante cosmológica que describe la expansión del Universo se aproxima a 1. Para que esto ocurra, la masa total del Universo debe ser de más de 100 veces la cantidad de masa visible que parece existir.

Se supone que la materia oscura puede estar formada por neutrinos con masa, enanas marrones (objetos semejantes a las estrellas, más pequeños y más débiles que el Sol y que no están impulsados por reacciones nucleares), agujeros negros y partículas subatómicas exóticas, cuyas propiedades impiden su detección observando la radiación electromagnética.

En astrofísica y cosmología física se llama materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable. Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el fenómeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".