El 26 de marzo nuestro Instituto cumplió 50 años de vida y lo celebró realizando el workshop "Radioastronomía en la Argentina: 50 años del IAR". El mismo se llevó a cabo los días 28 y 29 de marzo en el Centro Científico Tecnológico (CCT) CONICET La Plata, sito en la calle 8 Nº 1467 (entre 62 y 63) de la ciudad de La Plata.

 

Dando comienzo a las actividades el señor Director del Instituto Argentino de Radioastronomía, doctor Marcelo Arnal, dirigió una breve alocución a la concurrencia. A continuación se escucharon las palabras del señor Vicepresidente de la Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenos Aires (CIC), Ing. Luis Traversa, del señor Director del CCT-CONICET LA PLATA, Dr. Luis Epele, del señor Subsecretario de Coordinación Institucional del Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva de la Nación (MINCyT), Dr. Sergio Matheos y por ultimo del señor Secretario de Articulación Científico Tecnológica del Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación Productiva de la Nación (MINCyT), Lic. Agustín Campero.

 

Durante el Workshop se desarrollaron charlas y se presentaron murales sobre la historia del IAR, las diferentes actividades de investigación y de desarrollo tecnológico llevados a cabo durante los 50 años de vida del Instituto. También se disertó acerca de los proyectos de investigación y desarrollo tecnológico en los que el IAR se encuentra involucrado, como ser el proyecto LLAMA; como así también la ejecución de actividades de transferencia de tecnología. El evento contó con la presencia de antiguos integrantes y se desarrolló en un clima cordial y emotivo.

 

Para más información sobre el evento ingrese en http://iar50.iar-conicet.gov.ar/

 

 

El día miércoles 30 de marzo continuaron las actividades por el aniversario en el predio del IAR y en horas del mediodía tuvo lugar una recepción.

 

La ceremonia se inició con el izamiento de la bandera por parte de dos integrantes del personal del IAR, el Sr. Ricardo Zalazar, elegido por ser la persona de mayor antigüedad en el IAR y la Lic. Juliana Saponara por ser la última persona que ingresó como becaria a la institución. A continuación se descubrieron placas de bronce dedicatorias con el nombre "Dr. Wolfgang Pöppel" en Biblioteca e "Ing. Emilio Filloy" en el Laboratorio de Electrónica. A continuación, y en la Sala de Conferencias, se descubrieron fotografías conmemorativas de todos los exdirectores del Instituto. Familiares del Dr. Carlos Varsavsky, Dr. Raul F. Colomb y Dr. Esteban Bajaja dirigieron unas breves palabras a los presentes. Lo mismo hizo, a su turno, el Dr. Ricardo Morras.

 

Posteriormente se realizaron visitas guiadas a las distintas instalaciones culminando con una recepción en el predio del IAR.

 

 

Ambos acontecimientos contaron con la presencia de autoridades del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET), la Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenos Aires (CIC), de la Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE), de la Universidad Nacional de La Plata (UNLP), de otros institutos científicos afines, personal actual, ex-integrantes y otros invitados.

14-12-2015   13:30 hs.

Presente y futuro del IAR: Una visión desde la Dirección

Dr. E. Marcelo Arnal - IAR-CONICET, FCAG-UNLP

 

31-08-2015   13:30 hs.

Monitoreo espectroscópico de estrellas tipo O y WN  

Dr. Roberto Gamen - FCAG-UNLP

 

04-08-2015   13:30 hs.

La revolución Newspace, una visión desde Barcelona

Ing. Armengol Torres Sabaté - Barcelona

 

13-07-2015   13:30 hs.

¿Qué es la gravedad teleparalela?  

Dra. Cecilia Bejarano - Instituto de Astronomía y Física del Espacio (CONICET - UBA)

 

15-06-2015   13:30 hs.

Evolución en tiempo real de chorros relativistas a gran escala   

Dr. Pedro Luis Luque Escamilla - Universidad de Jaen (España)

 

01-06-2015   13:30 hs.

From filaments, to cores, to...filaments? The role of magnetic fields in multi-scale, filamentary star formation   

Dr. Chat Hull - National Radio Astronomy Observatory (NRAO)

 

18-05-2015   13:30 hs.

Discos y chorros en objetos de Clase 0: estudios interferométricos en L1527 y L1157  

Dr. Manuel Fernández López - IAR-CONICET

 

04-05-2015   13:30 hs.

Observaciones de HD 93129A: ¿una O2 I con "nueva" región de colisión de vientos?   

Dra. Paula Benaglia - IAR-CONICET, FCAG-UNLP

 

22-04-2015   13:30 hs.

Electromagnetic emission from neutron star mergers   

Dr. Masaomi Tanaka - National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)

 

06-04-2015   13:30 hs.

Eslabones Perdidos en la Evolución Estelar   

Dra. Lydia Cidale - FCAG-UNLP

 

16-03-2015   13:30 hs.

The formation of chondrule dust rims and the collisional evolution of chondritic parent bodies  

Dr. E. Beitz - Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik, TU Braunschweig

 

El 12 de abril se realizará en el IAR la reunión "QUBIC en Argentina".

 

Esta reunión tiene como objetivo analizar, discutir y organizar la participación argentina en el experimento QUBIC (Q-U Bolometric Interferometer for Cosmology) para medir los modos B en la polarización de la radiación cósmica de fondo.

 

La colaboración internacional QUBIC estudia la posibilidad de instalar el experimento en Alto Chorrillos, Salta, a 4.800 metros de altitud, en el sitio que albergará al radiotelescopio argentino-brasilero LLAMA (Large Latin American Millimiter Array).

 

Se invita a todos aquellos potencialmente interesados en conocer, discutir o participar del proyecto QUBIC a concurrir a este encuentro.

 

Más información: http://fisica.cab.cnea.gov.ar/particulas/html/qubic/

 

Con la finalidad de mantener un vínculo activo con la Facultad de Ingeniería de la UNLP, el IAR recibió a tres pasantes de la carrera de Ingeniería Electrónica para realizar la Práctica Profesional Supervisada (PPS) solicitada por dicha cátedra de la Facultad.

 

Como parte del desarrollo de la PPS los alumnos trabajaran realizando desarrollos electrónicos para las áreas de electrónica digital y de radio frecuencia, trabajando principalmente en el desarrollo de sistemas embebidos y amplificadores de bajo ruido para distintos proyectos que el IAR lleva adelante, también se los capacitara en el manejo de instrumental electrónico de medición para realizar los ensayos que sean requeridos; sumado a esto se los integrara al ambiente de trabajo para estimular el trabajo en grupo, comprender los requerimientos y responsabilidades de un trabajo bajo ciertos estándares de calidad y comprender la estructura organizativa y diferentes roles de una empresa o institución.

 

Los Alumnos que se incorporan como pasantes son:

 

Han pasado casi 80 años desde que Grote Reber, un ingeniero estadounidense, construyera en 1937 la primera radioantena en el patio de atrás de su casa en Chicago y uno se pregunta: qué pensarían sus vecinos de semejante artefacto (ver Figura 1). Sin embargo, la Radioastronomía ha avanzado enormemente, y las antenas parabólicas constituyen hoy el elemento básico de esta ciencia, además de poblar los tejados de nuestras ciudades, usadas como aparatos de recepción de telecomunicaciones.

 

 

La parte más característica de una antena es el plato o paraboloide, cuya misión no es otra que la de reflejar luz hacia un dispositivo receptor, que puede estar ubicado en el foco de la parábola, lugar en el que se concentra toda la luz reflejada. Es obvio, sin embargo, que el plato de una radioantena no refleja la luz que nuestros ojos son capaces de percibir. ¿De qué luz hablamos entonces?

 

Como es sabido, el rango de luz que el ojo humano puede percibir es limitado. Otros animales son capaces de percibir "colores" distintos. Es bien conocida la "visión nocturna" (colores infrarrojos) de los felinos, o también la "visión ultravioleta" (colores ultravioletas) de insectos como las abejas. Los astrónomos hablamos de frecuencias o longitudes de onda, en lugar de colores, ya que la luz puede entenderse como un fenómeno ondulatorio, cuyas ondas poseen una longitud característica para cada color. Las ondas de luz que nuestro ojo percibe, tienen tamaños unas diez millones de veces más pequeños que el metro (0.0000001m=10^-7metros). Sin embargo, gracias al acvance tecnológico empujado por la ciencia, el hombre ha creado dispositivos capaces de percibir la luz en colores diferentes a los que capta nuestro ojo. Así, se han fabricado dispositivos de visión nocturna o infrarroja, o detectores de rayos X (radiografías). Los astrónomos hemos mirado al cielo con cámaras diseñadas para percibir "otros colores" (o para trabajar en otras longitudes de onda) y hemos visto que un mismo objeto puede mostrar una realidad oculta (ver Fig. 2).

 

 

Juntando la información de imágenes tomadas en diferentes longitudes de onda, los astrónomos somos capaces de interpretar mejor cuál es la naturaleza de los objetos distantes que pueblan el Universo. Los colores que percibimos cuando observamos el cielo con un radiotelescopio son los que tienen longitudes de onda con tamaños de centímetros o mayores, lo que conocemos como longitudes de onda radio. También se usan antenas para detectar luz de ondas milimétricas y submilimétricas (aquellas que tienen longitudes de onda de la décima parte del milímetro; 0.0001m=10^-4 metros).

 

Para poder reflejar la luz de ondas en radio, la precisión de la superficie reflectante del paraboloide (el plato), debe ser al menos 20 veces menor al tamaño de las ondas. Cualquier imperfección con un tamaño superior a ese, impediría que el telescopio obtuviese datos de modo correcto. En el caso de las ondas de 21cm (las que puede observar la antena del IAR), las imprecisiones de la superficie pueden llegar a tener un tamaño máximo de alrededor de 1cm. Por eso la antena del IAR tiene una malla con agujeros (de no más de 1cm). En cambio, las antenas del telescopio ALMA (ver más adelante y ver también Figura 3), que trabaja en longitudes de onda submilimétricas, deben tener una superficie pulida con una precisión de unos pocos micrones (un tamaño cien veces menor a un milímetro; 0.00001m=10-5 metros).

 

Se puede entender en seguida que cuanto más grande es el plato de una antena, mayor es la cantidad de luz que ésta puede reflejar. Es por tanto lógico que en los inicios de la Radioastronomía se pensase en construir antenas grandes para poder recibir luz de objetos muy débiles y distantes. Pero además, cuanto más grande es el plato de una antena mejor es la resolución (el zoom o los aumentos de una imagen) que se consigue en el momento de producir imágenes. No es lo mismo hacer una foto con una cámara de 32 píxeles, que obtener la misma foto con una cámara de 1024 píxeles... Así, a comienzos de los años 60, se finalizó uno de los telescopios de mayor envergadura (el Jodrell Bank de 76 metros, de la Universidad de Manchester, en Inglaterra), que hoy en día es el tercero más grande con movimiento completo. El mayor de estos radiotelescopios es el estadounidense Green Bank Telescope (GBT), de 110 metros, y el segundo el Effelsberg Telescope, de 100 metros. ¡El GBT es la máquina con movimiento más grande sobre la Tierra y podría distinguir el Obelisco de Buenos Aires a 25 kilómetros de distancia! Existen radioantenas aún más grandes, pero su enorme peso les impide poder moverse, por lo que sólo pueden observar la porción del cielo que pasa justo por encima de ellas. El ejemplo paradigmático de este tipo de antenas es el famoso radiotelescopio de Arecibo (en Puerto Rico), cuyo plato, construido sobre el cráter de un volcán inactivo, mide 305 metros. Tal vez recuerden a James Bond deslizarse durante medio minuto por la superficie del plato de Arecibo en la película Golden Eye.

 

 

Ante la imposibilidad tecnológica de construir antenas más grandes, manteniendo a la vez su movilidad y la necesaria precisión de su superficie, en la segunda mitad de la década de los 60 se desarrolló una técnica audaz conocida como Interferometría. Esta técnica usa un conjunto de antenas separadas unas de otras, que tratan de cubrir parcialmente el lugar que ocuparía una súper-antena con un tamaño de kilómetros. Cada antena capta las ondas de radio de un mismo objeto, y luego estas ondas son procesadas como si procediesen de distintas porciones de un gran radiotelescopio. Esta técnica supuso multitud de desafíos tecnológicos, ya que se requiere combinar las señales procedentes de todas las antenas mediante sofisticados dispositivos electrónicos, con una precisión de tiempo que necesita de los más avanzados relojes máseres existentes. Tal vez los interferómetros más famosos hoy en día son el norteamericano Jansky Very Large Array (o JVLA, que cuenta con 27 antenas de 25 metros cada una en Nuevo México) y el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (o ALMA), que es la máquina más costosa que el hombre haya fabricado. Otros interferómetros como el californiano Combined Array for Millimeter Astronomy (CARMA, con 27 antenas) o el hawaiano Submillimeter Array (SMA, con 8 antenas) son usados para preparar futuros investigadores en las técnicas interferométricas, además de producir resultados de frontera en la investigación científica. Hoy en día, ALMA, situado en el llano de Chajnantor en Chile, comprende 66 antenas de 12 y 7 metros y constituye el conjunto de antenas más moderno y poderoso. Es un interferómetro cuyas antenas pueden funcionar como un único telescopio gigante equivalente a una antena de 16 kilómetros de diámetro. Con esa separación entre sus antenas, ALMA podría distinguir el Obelisco de Buenos Aires a 25000 kilómetros de distancia (veinticinco mil kilómetros de distancia son ¡¡unas dos veces el radio de la Tierra!!). Esto quiere decir que la cámara de ALMA tiene unas 10 veces más zoom que la del telescopio espacial Hubble. Además, las antenas de ALMA no están siempre en el mismo lugar. A pesar de que cada una de ellas es uno de los instrumentos más precisos sobre la Tierra, las antenas de ALMA son lo suficientemente robustas como para ser transportadas en camiones especiales entre plataformas de cemento sin que su funcionamiento se vea alterado. Esto permite disponer las antenas en diferentes configuraciones que permiten cubrir distancias que van desde los 150 metros hasta los 16 kilómetros, permitiendo observaciones con una suerte de zoom variable, algo necesario para cubrir lo mejor posible el hipotético plato de una radioantena gigante de 16 kilómetros.

 

 

Para producir las imágenes obtenidas con un interferómetro es necesario aplicar posteriormente un minucioso procedimiento matemático. Finalmente, las imágenes pueden ser tan bellas y valiosas científicamente como la que muestra la Figura 4, donde se ve el disco de polvo y gas entorno a una estrella bebé muy parecida a nuestro Sol. La imagen de ALMA muestra ocho surcos en el disco, que creemos han sido horadados por sendos planetas, formados a partir del disco de polvo. ¿Existirá vida en alguno de éstos jóvenes planetas?

 

 

El 24 de noviembre de 1915, mientras el Barón Colmar von der Goltz se hacia cargo del mando del VIº Ejército Otomano, el Mayor General británico Townshend, luego de sopesar las terribles pérdidas sufridas, consideró que sus fuerzas eran insuficientes para ocupar Baghdad y ordenó la retirada. Cuando finalmente tomó conciencia real de la situación, el Coronel otomano y subordinado de von der Glotz, Nureddin Bey, ordenó dar media vuelta a sus fuerzas, que también se retiraban, e inició la persecución de los anglo-hindúes.

 

Finalmente para el 25 de noviembre, y ante el cansancio de sus propias fuerzas, el mando otomano decidió frenar la persecución, por lo que la batalla llegó a su final. Bagdhdad permanecía en manos turcas y las Potencias Centrales triunfaban en la batalla de Ctesiphon. En esos mismos momentos, en la lejana y fría Berlín, Albert Einstein culminaba la búsqueda de las ecuaciones de campo de la Teoría General de la Relatividad, y enviaba un artículo comunicándolas a la Academia Prusiana de Ciencias ¹. La forma de estas ecuaciones, hoy famosas, es:

 

 

No se trata de una única ecuación, sino de un sistema de 10 ecuaciones diferenciales no lineales en derivadas parciales. La expresión aparentemente simple, se debe a la notación compacta, llamada tensorial, utilizada por Einstein. El lado derecho de la igualdad contiene una expresión matemática del contenido de energía e impulso de cualquier sistema material cuyos efectos gravitacionales se quieran conocer. El lado izquierdo contiene la representación de la gravedad como un campo, el campo "métrico" g, y complejas relaciones entre las variaciones de ese campo codificadas en el llamado "tensor de Ricci", R. Básicamente, Einstein explicaba la gravitación como la distorsión de una entidad llamada "espacio-tiempo", introducida por Hermann Minkowski en 1907. Esa distorsión es causada por cualquier sistema físico con energía. En la teoría especial de la relatividad, Einstein y otros, habían ya mostrado que el espacio y el tiempo cambian de acuerdo al estado de movimiento del sistema físico al que se refieren. En su nueva teoría, Einstein proponía que no sólo el movimiento afectan al espacio y al tiempo, sino el mero hecho que un sistema exista (tenga energía). Cuanto más energía, mayor la distorsión. Einstein había concebido la gravitación como una campo que modifica la geometría misma con que se distribuyen los eventos del mundo, lo que llamamos "espacio-tiempo".

 

La búsqueda de una teoría de campo para la gravitación, esto es una teoría donde la gravitación no sea concebida a lá Newton como una "acción a distancia", mágica y sin mediadores, la había iniciado Einstein en 1907. Fueron años de búsqueda, hallazgos, frustraciones, extravíos, trabajo intenso, y al final, extraordinario y frenético. La historia de esa búsqueda la he narrado en otra parte, y no la repetiré aquí ² .

 

 

Einstein mismo se había encargado de mostrar que su teoría podía explicar el corrimiento anómalo del perihelio de Mercurio, algo que era incomprensible en el contexto de la teoría de Newton. Sin embargo, ese no dejaba de ser un efecto extremadamente pequeño. Durante varios años, poca atención se prestó a la teoría. La guerra mundial continuaba, y las noticias sobre la relatividad apenas llegaban al mundo anglosajón. Lo poco que se sabía provenía de los artículos y cartas del astrónomo holandés Willem de Sitter, que mantenía correspondencia con Arthur S. Eddington, Secretario en ese entonces de la Royal Astronomical Society. Eddington era de las pocas personas fuera de Alemania con los conocimientos suficientes de matemáticas como para entender en ese tiempo el trabajo de Einstein. Luego de la guerra, él y el Astronomer Royal, Sir Frank Watson Dyson, organizaron expediciones para medir la deflexión de los rayos de luz de estrellas distantes debida al campo gravitacional del sol, un efecto predicho por el propio Einstein con gran exactitud. Las observaciones se hicieron durante el eclipse del 29 de mayo de 1919, en la Isla Príncipe (África), y en Sobral (Brasil). Los resultados (luego cuestionados) apoyaron la teoría de Einstein e hicieron de éste una celebridad. Observaciones de eclipses posteriores terminaron por confirmar plenamente la predicción basada en la Relatividad General.

 

 

 

Las confirmaciones de la teoría de Einstein, sin embargo, se limitaban a efectos minúsculos en el sistema solar, donde la gravedad está en un régimen muy débil ¿Era concebible una contrastación con objetos masivos y extremadamente densos, donde los efectos de la nueva teoría fuesen realmente notables? Einstein, pocos meses luego de publicar las ecuaciones básicas, mostró que si el campo gravitacional se perturba, la perturbación se propaga a la velocidad de la luz, en forma de una onda³. Como la gravitación es el campo métrico que determina la separación de eventos o sucesos en el espacio-tiempo, la onda es una onda de espacio y tiempo, que contrae y dilata longitudes e intervalos a su paso. Poco después, en 1918, Einstein pudo calcular la cantidad de energía que pierde un sistema gravitacional por la emisión de ondas⁴. Cuando una masa se acelera, perturba el espacio-tiempo, y esa perturbación se propaga, llevándose energía. Para que la cantidad de energía sea significativa, una masa enorme (del orden de la del sol o mayor) debe acelerarse en un tiempo muy corto. Eso sólo es posible si el objeto es muy compacto. La emisión de ondas gravitacionales pareció, pues, indetectable en principio.

 

Con el surgimiento de la mecánica cuántica en 1925, la mayoría de los físicos comenzó a trabajar en esa área, donde la experimentación era relativamente fácil. La teoría de Einstein pasó a ser considerada como un hermoso palacio matemático de cristal, con poca o ninguna posibilidad de que alguna vez pudiesen corroborarse sus efectos más extremos. La Relatividad General, que había sido saludada por Paul Dirac como "el más grande logro de la mente humana en la comprensión de la naturaleza", se transformó en una pieza de museo, y Einstein mismo, junto con el puñado de físicos relativistas que trabajaban en el tema, como una especie de fósil viviente.

 

Cuando Einstein murió en 1955, el gran público lo lloró, pero la mayoría de los científicos lo consideraban terminado desde hacía mucho tiempo. Sin embargo, a poco de su muerte, la Relatividad General renació, debido a nuevas contribuciones matemáticas y a increíbles descubrimientos astrofísicos. Para 1960, se había demostrado ya que ciertas anomalías matemáticas en las soluciones de las ecuaciones de Einstein que describen a un objeto compacto, el llamado radio de Schwarzschild, en realidad son el efecto de una mala elección del sistema de coordenadas matemático utilizado para describir la situación física. Eso mostró que los objetos compactos hoy llamados agujeros negros, eran una consecuencia posible de la teoría, y que ésta podía describirlos correctamente, al memos sobre distancias donde los efectos cuánticos no fuesen importantes. En 1963, con el descubrimiento de los llamados quásares, finalmente los astrónomos comenzaron a percatarse de que en el universo los agujeros negros podían estar produciendo una variadísima cantidad de fenómenos extremos. A fines de los años 1960 y durante los años 1970 gran cantidad de posibles agujeros negros fueron descubiertos en nuestra galaxia debido a la emisión de rayos X del gas caliente que cae en ellos. La edad de oro de la "astrofísica relativista" había comenzado.

 

Pronto resultó claro que en el universo debían existir números sistemas binarios formados por dos agujeros negros. Pero…¿dónde estaban las ondas gravitacionales que ellos necesariamente debían producir? Todos los intentos por detectarlas, por ejemplo usando masas muy grandes en laboratorios, que debían vibrar a ciertas frecuencias cuando pasase una onda gravitacional, fracasaron. La eliminación de las vibraciones no gravitacionales resultó imposible. El "ruido" producido incluso por una persona que caminaba a kilómetros de distancia es millones de veces mayor que el efecto de las ondas. ¿Cómo detectarlas, entonces?

 

En 1992, Kip Thorne y Ronald Drever de Caltech, junto a Rainer Weiss del MIT, fundaron un nuevo experimento destinado a detectar y medir ondas gravitacionales. Se llamó LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Se trataba de un nuevo concepto: un instrumento en forma de "L", con dos brazos perpendiculares de unos 4 km de extensión cada uno. En esos brazos, circulan rayos laser, perfectamente calibrados para que reboten en el otro extremo del brazo y vuelvan al punto de partida con un desfasaje tal que las ondas de luz se cancelen completamente (ver gráfico). Si una onda gravitacional para por el detector, modifica las distancias y los intervalos, en forma diferente en cada brazo. Eso hace que la interferencia, antes perfectamente destructiva, ya no lo sea por un breve lapso, y algo de luz pase. Esa luz puede ser detectada y medida. La modificación en la longitud del brazo de 4 km del interferómetro que se debe medir es de menos de un milésimo (0.001) veces el radio de un protón. ¿Cómo es posible detectar semejante movimiento con la inmensa cantidad de efectos locales que producen cambios mucho mayores, desde micro-temblores hasta cambios de temperatura?

 

 

Los errores se eliminan por un proceso de protección múltiple y duplicación y filtrado de los datos. Los conductos por los que se propagan los haces de los láseres tienen un vacío casi perfecto, menor que el que existe en la luna. Los ductos están congelados apenas por sobre el cero absoluto, lo cual minimiza los efectos térmicos. La construcción es antisísmica y cada micro-temblor es registrado con una sensibilidad exquisita. Finalmente, y lo más importante, no hay sólo un instrumento. Hay dos, uno en el noroeste de EEUU: LIGO Hanford Observatory, on the DOE Hanford Site (46° 27' 18.52"N 119° 24' 27.56"W), ubicado cerca de Richland, Washington, y el otro en el sureste: el LIGO Livingston Observatory (30° 33' 46.42"N 90° 46' 27.27"W) Livingston, Louisiana. Esos instrumentos están separados 3000 km de distancia. Es imposible que los errores y el ruido sean iguales en los dos detectores. Por tanto, si una misma señal es registrada en ambos detectores simultáneamente, se tiene un posible candidato a onda gravitacional. Esa señal, entonces, es cotejada con la forma que tendrían las señales resultantes de la fusión de un sistema binario de dos agujeros negros de algunas decenas de masas solares. Las señales artificiales de comparación han sido generadas con supercomputadoras basándose estrictamente en la Teoría General de la Relatividad. Sólo en el caso de que la señal sea extremadamente similar a lo predicho por la teoría es considerada como un potencial candidato a onda gravitacional.

 

LIGO es un experimento que costo unos 650 millones de dólares y en el que trabajan más de 900 científicos. Durante años operó sin éxito. Entonces se decidió reciclarlo con nuevos detectores, 10 veces más sensibles que los viejos. Al nuevo instrumento se le llamó Advanced LIGO. Este instrumento comenzó a funcionar en septiembre de 2015. Casi inmediatamente detectó, por primera vez, en forma directa, una onda gravitacional.

 

 

Las ondas gravitacionales se detectaron el 14 de septiembre de 2015 a las 5:51 am hora del este (09:51 GMT por tanto), en los detectores de los dos Observatorios de ondas gravitacionales. El descubrimiento fue comunicado, luego de todo tipo de test y revisiones para descartar errores sistemáticos y aleatorios, el 11 febrero de 2016⁵.

 

Las ondas detectadas corresponden al la fusión de un sistema binarios de agujeros negros (ver figuras). Uno de ellos tenía aproximadamente 36 veces la masa del sol. El otro, unas 29 veces su masa. Luego de fundirse en un único agujero negro, el producto tuvo 62 masas solares, y no 36+29=65. Las tres masas solares de diferencia escaparon en forma de ondas gravitacionales, transportando la energía equivalente (de acuerdo a la formula de Einstein de equivalencia entre masa y energía E=mc²) por todo el universo. Sólo una cantidad extremadamente pequeña de esa energía llegó a la tierra. La onda fue cambiando de frecuencia, a medida que los agujeros negros se acercaban, desde 35 MHz hasta 250 MHz (un Hz es una revolución por segundo, y un "mega" - M- un millón de ellas). Las señales detectadas, junto a las predicciones de la Relatividad General, se muestran en la figura adjunta. La coincidencia es asombrosa: Einstein, luego de 100 años había sido vindicado.

 

 

 

 

El descubrimiento tiene profundas implicaciones científicas y filosóficas. En particular:

- Es la primera contrastación de la Teoría General de la Relatividad en régimen de campo fuerte.
- Prueba la existencia de las ondas gravitacionales.
- Prueba que la gravitación es un campo.
- Prueba que el espacio vacío puede contener energía del campo gravitacional en ausencia de materia (las ondas viajaron durante 1200 millones de años por el espacio hasta nosotros).
- El punto anterior prueba que el espacio-tiempo tiene al menos 4 dimensiones, ya que la gravitación no puede viajar por el vacío si sólo existieran 3 dimensiones.
- Prueba que la doctrina filosófica llamada "presentismo" es falsa (ver el argumento en mi artículo técnico On the Ontology of Spacetime⁶).
- Prueba la existencia de sistemas binarios de agujeros negros u objetos extremadamente similares a ellos.
- Da nacimiento a una nueva rama de la astronomía, la astronomía de ondas gravitacionales, que se suma a la astronomía óptica, la de radio, la ultravioleta, la de rayos X, la de rayos gamma, y la astronomía de neutrinos.
- Muestra, una vez más, que Einstein tuvo una de las mentes más lúcidas que el mundo ha conocido jamás.

 

Las ondas de gravedad son ondas que distorsionan espacio y tiempo. Nos revelan un mundo asombroso, lejano a nuestras intuiciones y al sentido común. Esos ritmos que modulan instantes y distancias, que doblan lo inimaginable, nos traen noticias de catástrofes cósmicas frente a las cuales nuestras penas, luchas, miserias, esperanzas, tienen la irremediable pequeñez condenada de lo efímero y vano.

 

Gustavo E. Romero es Doctor en Física por la Universidad Nacional de La Plata. Actualmente es Profesor Titular de Astrofísica Relativista en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de la UNLP e Investigador Principal del CONICET, con lugar de trabajo en el Instituto Argentino de Radioastronomía. Dirige el Grupo de Astrofísica Relativista y Radioastronomía (GARRA), ha sido Profesor Visitante de las universidades de Barcelona, Paris VII, Campinas y Hong Kong, entre otras, e Investigador Visitante del Max-Planck-Institut für Kernphysik (Heidelberg), el Service d'Astrophysique (Saclay, Francia), el Instituto di Astrofísica Spaziale e Física Cósmica (IASF, Bologna, Italia), etc.
Ha recibido los máximos premios a la investigación científica en Argentina: El Premio Bernardo Houssay del MinCyT (único argentino en recibirlo en dos oportunidades), el Premio J.L. Sérsic de la Asociación Argentina de Astronomía y el Premio E. Gaviola de la Academia Nacional de Ciencias. Fue Presidente de la Asociación Argentina de Astronomía. También ha recibido varias distinciones internacionales, incluyendo dos menciones de honor de la Gravity Research Foundation. El Dr. Romero ha publicado más de 300 artículos sobre gravitación, astrofísica, filosofía y religión.

 

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Por razones de organización, las visitas guiadas se restringen al periodo comprendido entre principios de abril y principios de diciembre de cada año.

En esta sección encontrará artículos publicados en diversos medios acerca de las distintos actividades del IAR y su gente.

 

- "Sostener la política científica como cuestión de Estado es una señal virtuosa que dio el país" - CONICET sitio no oficial (31-03-2016)   - "Sostener la política científica como cuestión de Estado es una señal virtuosa que dio el país" - CCT CONICET La Plata (28-03-2016)   - Actividades por los 50 años del Instituto Argentino de Radioastronomía - CCT CONICET-La Plata (22-02-2016)   - El Modelo Estándar de la Cosmología (2º parte) - Magazine de Ciencia (29-02-2016)   - La venganza de Einstein: ondas de espacio y tiempo - FACTOR 302.4 (15-02-2016)   - El Modelo Estándar de la Cosmología - Magazine de Ciencia (29-01-2016)   - ¿Cómo nace una estrella? Un argentino, clave en el descubrimiento - Diario HOY (22-01-2016)  - Estrellas en formación: adolescentes de mal carácter - CONICET (21-01-2016)