La Melodía del Universo
Entrevistamos a Gabriela González
Gabriela González nació en la ciudad de Córdoba (Argentina) en 1965. Estudió Física en la Universidad Nacional de Córdoba, donde comenzó sus estudios sobre la teoría de la Relatividad General que Einstein postuló en 1915. En 1988 obtuvo su título de grado y un año después comenzó sus estudios doctorales en la Universidad de Siracusa (Nueva York, EEUU). Allí empezó a conocer los planes de un experimento llamado LIGO usando detectores kilométricos en un experimento diseñado para hacer astronomía usando una de las tantas predicciones de la teoría de la relatividad que todavía no estaba comprobada. Esto le interesó tanto que cambió su doctorado teórico por uno experimental, bajo la tutela de Peter Saulson. Luego de doctorarse en 1995, fue a trabajar con Rainer Weiss al MIT en el diseño de la primera generación de detectores de LIGO. Desde el año 2001 trabaja en la Universidad Estatal de Luisiana y en el año 2011 fue elegida líder y vocera de la Colaboración Científica LIGO, lo cual la puso al frente de una de las conferencias de prensa más importantes en la historia de la Astrofísica: el anuncio en 2016 de la primera detección de ondas gravitacionales, predicción que ni el propio Einstein creía que podría llegar a verificarse experimentalmente.
CF: Sabemos que tu trabajo está vinculado con la teoría de la Relatividad General, así que queríamos empezar por preguntarte: ¿qué es lo novedoso que trae esta teoría a la Ciencia, a la Física? ¿Por qué es tan importante?
Gaby: La teoría de la Relatividad Especial, que hizo Einstein en 1905, ya era revolucionaria, porque a partir de principios de electricidad y magnetismo y la velocidad de la luz, postuló que dos eventos simultáneos no siempre lo son para todos los observadores y eso es algo que atenta contra la intuición, porque pasa cuando los “observadores” experimentan velocidades muy, muy altas (parecidas a las de las luz). Pero la teoría de la Relatividad General de 1915 es aún más revolucionaria porque incluye a la gravedad y lo que dice es que en lugar de explicar la gravedad como lo hacía Newton, que dijo que es una fuerza que explicaba, simultáneamente, por qué cae una manzana y el movimiento de los planetas, la teoría de Einstein dice que la gravedad no es una fuerza, sino una distorsión del espacio tiempo producida por las masas. Con una matemática muy complicada, la teoría de la Relatividad General hace las mismas predicciones que Newton, pero más precisas, y además predice cosas nuevas. La que a mí más me importa es que existen ondas gravitacionales, que son ondas de espacio tiempo. La matemática es muy complicada, es uno de los cursos que a mí más me costó, pero la explicación es relativamente simple. Es un matrimonio entre el espacio tiempo y las masas.
CF: ¿Cómo fue aceptando la comunidad científica una teoría tan disruptiva?
Gaby: La teoría de la Relatividad Especial ya fue muy difícil de aceptar. Einstein fue nominado varias veces al premio Nobel y no se lo otorgaban porque había una resistencia a la idea de de que el espacio y el tiempo no son absolutos. Al final le dieron el Nobel pero no por eso, aunque ya existía la Relatividad General en ese momento. Hubo mucha resistencia para aceptar esta teoría, pero a la vez era una teoría que se esperaba porque se sabía que el concepto de que la fuerza de gravedad sea una fuerza instantánea, no podía ser totalmente cierto. Fue Einstein junto con otra gente quienes la construyeron... la matemática ya andaba en el ambiente. Hilbert, por ejemplo, puso los conceptos matemáticos en fórmula, le tomó muchos años, se equivocó en muchas cosas. Todos nos equivocamos, incluso Einstein. La teoría fue aceptada al principio como teoría matemática. Como teoría física se aceptó cuando se comprobó experimentalmente. La primera medición relacionada con la Relatividad General fue ver que la luz de estrellas cercanas al sol se desvían por la gravedad, debido a la masa del Sol.
CF: ¿Eso en qué año fue?
Gaby: En 1919. Es interesante porque Einstein antes de publicar la teoría de la Relatividad General había estado calculando cómo viajaba la luz y cuánto sería el efecto que se podía observar y notó que había un factor dos de diferencia. Antes de 1915 él había publicado artículos con predicciones y teorías incompletas. Hubo intentos de medir la desviación de la luz durante eclipses, donde participaron incluso astrónomos argentinos, que viajaron varias veces a hacer observaciones durante eclipses. El tema es que hay que hacerlas en lugares donde haya un eclipse total y a veces en esos lugares hay mal tiempo y no se puede medir. Eso le pasó a los investigadores argentinos.
CF: Yendo un poco más a tu área de experticia, ¿podrías contarnos qué son las ondas de gravedad y qué rol ocupan dentro de la teoría de la Relatividad General?
Gaby: Sí, esta fue una de las primeras predicciones que el mismo Einstein hizo. Publicó el artículo sobre ondas gravitacionales en 1916, un año después de publicar el de la teoría de la Relatividad General. La idea es que una masa grande, como la del Sol, distorsiona el espacio tiempo: hace que las distancias sean más largas y los relojes anden más despacio si están cerca de la masa que si están lejos. Lo cual quiere decir que un reloj cerca de la masa no está sincronizado con uno lejos de la masa... el tiempo medido por esos relojes transcurre a distinta velocidad. Pero las distancias también son distintas, por eso es que la Tierra o un satélite (una masa mucho más pequeña) cuando está cerca del Sol si quiere ir por el camino más corto tiene que ir por uno curvado, no por uno recto porque el espacio tiempo está curvado o distorsionado.
La distorsión producida por la Tierra es mucho más chica que la del Sol, pero hay que tenerla en cuenta por ejemplo entre los satélites GPS y los relojes de la Tierra.
Pero si tenemos cualquier par de masas de tamaño similar (como la de dos agujeros negros o dos estrellas de neutrones) girando una alrededor de la otra como la de la Tierra alrededor del Sol, las distorsiones en el espacio tiempo son ondulatorias, porque el movimiento de las masas es ondulatorio. Ese espacio tiempo ondulado son las ondas gravitacionales, que viajan a la velocidad de la luz y se llevan energía porque viajan hacia afuera del sistema. Esto implica que las masas se van a acercar, van a girar cada vez más rápido y se van a fusionar. Si son dos agujeros negros, se fusionan en uno más grande. Si son dos estrellas de neutrones, creemos que se fusionan en un agujero negro pero no lo sabemos todavía. Ese es el origen de las ondas gravitacionales. El problema que Einstein puso en ese primer paper (que también tenía algunos errores) es que cuando se ponen las constantes, como la de Newton asociada a la gravedad y la velocidad de la luz asociada a la teoría relativista, la amplitud de las ondas gravitacionales es pequeñísima, aún cuando las masas en cuestión son muy, muy grandes. El porcentaje de cambio de la distancia entre las masas debido a la onda es pequeñísimo. No es el 1% ni el 1 por millón ni el 1 por trillón. El más grande que medimos hasta ahora, que fue el primero que medimos, es de 1 parte en 10^21 (Nota de edición: 10^21 es un 1 seguido ¡de 21 ceros!). Es como comparar el espesor de un cabello con la distancia entre el sol y la estrella más próxima.
CF: Impresionante. Seguramente Einstein cuando postuló su teoría no se imaginó que podía existir un experimento con la sensibilidad de medir algo así.
Gaby: Claro, él en su artículo puso que dadas las constantes, este efecto es despreciable. Como queriendo decir que nunca se iba a medir.
CF: Y sin embargo, varios años después se ha medido en un evento que tuvo mucha repercusión tanto para el público general como dentro del ámbito científico. Entonces, más allá de ser una verificación de la teoría de la Relatividad General, ¿cuál es la importancia de haber podido medir ondas gravitacionales?
Gaby: En este proyecto se midió primero con dos detectores con mucha tecnología en Estados Unidos, los detectores LIGO, y luego en Europa con los detectores VIRGO. Pero estos detectores que son muy, muy caros no se construyeron para darle la razón a Einstein. La primera detección la anunciamos en 2016, pero la detectamos en Septiembre de 2015, casi cien años después de la publicación de la teoría de la Relatividad General, así que casi un aniversario. En todos los diarios salió “se comprueba que Einstein tenía razón, la última predicción” pero en realidad ya teníamos muchísimas pruebas de que la teoría de Einstein estaba bien, y mucho más precisas. La importancia de este proyecto es poder entender el universo a partir de poder interpretar esas ondas. Estas ondas, las primeras y muchas de las que se detecaron después son producidas por agujeros negros y esta es una forma distinta de aprender sobre agujero negros. Es más, no se sabía si existían pares de agujeros negros. Todos los pares que se habían visto eran agujeros negros con estrellas alrededor porque un par de agujeros negros no emite luz, ¡son negros! Entonces no se sabía si existen o no. Alguna gente pensaba que no, que hay tan pocos agujeros negros que no podían estar de a dos. Hemos aprendido muchísimo sobre agujeros negros y ese era el propósito de este observatorio.
CF: ¿Y cómo saben que son dos agujeros negros y no un agujero negro y otra cosa muy masiva?
Gaby: En realidad lo que hacemos es comparar con las predicciones de la teoría. Una puede resolver las ecuaciones asumiendo que hay dos agujeros negros. Eso fue un problema importante en lo que se llama relatividad numérica. Las ecuaciones de Einstein no se pueden resolver analíticamente aún para el caso de dos masas. Los agujeros negros son más simples... si pensamos en estrellas de neutrones hay que incluir mucha más física, pero los agujeros negros son nada más que la teoría de la Relatividad General (no hay electromagnetismo, no hay física nuclear, es sólo Relatividad General). Aún así recién en 2005 se hicieron las primeras predicciones de qué tipo de ondas gravitacionales produciría la colisión de dos agujeros negros y fue un problema que se trató durante muchos años. Comparando las mediciones con los modelos que se tienen de cálculos numéricos y aproximaciones, se puede deducir no sólo la masa de los agujeros sino también la distancia a estos eventos. Esto nos dijo que los agujeros negros que medimos tenían alrededor de 30 veces la masa del Sol cada uno, que cuando se fusionaron viajaban a casi la mitad de la velocidad de la luz y que esto había pasado hace más de mil millones de años.
CF: A pesar de haber estudiado física, estas cosas nos siguen impresionando. Qué importante este experimento para conocer más sobre agujeros negros.
Gaby: ¡Claro! Además, como les decía, los agujeros negros no se habían podido usar como argumento para financiar el proyecto porque no se sabía cuántos había. La predicción más segura era la de ondas gravitacionales producidas por la colisión de estrellas de neutrones. Hay varios sistemas binarios de estrellas de neutrones en nuestra galaxia y eso en realidad ya había sido prueba de la existencia de ondas gravitacionales. En los ‘70 se descubrió el primer sistema binario de estrellas de neutrones en nuestra galaxia y lo fueron siguiendo con mediciones de radio con el radiotelescopio de Arecibo (Puerto Rico) que acaba de caerse. Todavía me da pena. Con ese radiotelescopio se midió que estas estrellas se estaban acercando cada vez más, como predecía la teoría de la Relatividad General, debido a la pérdida de energía de las ondas gravitacionales.
CF: Queríamos ahora hacerte algunas preguntas que tienen que ver con el experimento, con LIGO en sí. ¿Cómo fue la planificación de un experimento tan grande? ¿Qué dificultades hubo en el proceso?
Gaby: Bueno, la historia empezó mucho antes de que yo me mudara a Estados Unidos... ¡en realidad empezó poco después de que yo naciera! Fue en los ‘70, finales de los ‘60, cuando se empezó a pensar en cómo medir ondas gravitacionales. En ese momento había dos tipos de tecnologías: una, que fue la que progresó más rápido en ese momento, usando cilindros de metal que, al pasar una onda gravitacional haría que vibraran y se podía medir esa vibración muy precisamente. En los ‘60 un profesor de la Universidad de Maryland promocionó esta técnica, y es el que reconocemos nosotros como el primer ejemplo de gravedad experimental con ondas gravitacionales. Él tenía dos de estas sondas y publicó artículos en los cuales detectaba coincidencias de vibraciones que parecían decir que estaba detectando ondas gravitacionales. No podía decir exactamente cuándo, porque había mucho ruido, pero lo que sí decía es que había más ruido en coincidencias que en no-coincidencias. Y eso fue… bueno, no salió en los diarios, pero en el ambiente científico fue una revolución. Empezaron a hacer otro montón de barras, barras resonantes se llaman, y nadie vio más nada, ¡nadie vio lo mismo! Él seguía viendo eso pero nadie vio lo mismo... igual ya el campo había nacido.
Y así como se pensó en estas barras resonantes, también se pensaba en utilizar interferómetros, que se usan para muchas mediciones de precisión. Es lo que usaron Michelson y Morley en 1880 para decir que el éter no existe. La idea de un interferómetro es que uno tiene una fuente de luz, se usa un láser ahora, que se divide en dos y viaja en dos direcciones ortogonales, rebota en espejos, vuelve a la esquina y salen dos ondas del interferómetro (una de cada brazo) que pueden estar en fase(*) o fuera de fase, es decir, pueden tener una diferencia de fase. Esta diferencia de fase entre esas ondas, da cuenta de la diferencia de longitud entre los brazos del interferómetro. Y eso es lo que hace una onda gravitacional, que además de ser “sinusoidal”, es lo que llamamos “cuadrupolar” y “transversal”: si la onda viaja en una dirección, las distancias que cambian son las perpendiculares a esa dirección, pero si una distancia se acorta, la distancia perpendicular se hace más larga. Eso es lo que un interferómetro puede detectar, ya que un brazo se haría más corto cuando el otro se hace más largo debido a las ondas de gravedad. Parece ideal, pero para tener la sensibilidad que se pensaba que hacía falta, era necesario un interferómetro muy largo para que el cambio de distancia fuera grande, además tiene que estar en vacío.. ¡esto es mucho más caro que las barras resonantes!
(*) Nota de CF: Se dice que dos ondas están en fase, cuando oscilan o vibran de manera coordinada. Por ejemplo, dos hamacas están en fase si las personas que se hamacan llegan al punto más alto a la vez.
En los ‘70 se empezaron a hacer prototipos y estudios en el MIT, Rai Wiess fue el que tuvo los estudios y diseños. Convenció a Keith Thorne, un científico de Caltech que era entonces ya muy famoso, por ser una de las personas más jóvenes en ser admitida en la Academia de Ciencias de Estados Unidos, así que tenía una influencia muy grande y él hizo que Caltech contratara a otro físico, Ron Drever, que era experimental (Keith Thorn es teórico) para que se formara otro grupo experimental.
Caltech y MIT, que en general son rivales, colaboraron para trabajar en prototipos, mostrar la tecnología y proponer… Se terminó aprobando en la Agencia Científica de Estados Unidos recién en los ‘90 la construcción de estos dos observatorios que tienen brazos de 4 km de largo. ¡Dos proyectos muy grandes! Francia e Italia también se unieron para construir un observatorio como este en Italia, la Unión Británica y Alemania construyeron uno en Alemania. Es decir, esto no pasaba nada más en Estados Unidos, pasaba en un montón de lugares, y se sabía que iba a tomar décadas. ¡Y tomó décadas!
Como digo se empezaron a construir en los ‘90, se construyó una primera generación instalando tecnologías relativamente más simples, se probó que se podían hacer predicciones de cuán sensibles podían ser los observatorios con la tecnología que se instalaba, se tomaron datos, no se descubrió nada... con lo cuál se puso una cota superior a cuántos agujeros negros y cuántas estrellas de neutrones había. Se construyó una segunda generación, lo que llamamos los detectores avanzados, tanto en Europa como en Estados Unidos y en el 2015… ¡Descubrimos la primera onda gravitacional! Una historia bien larga…
CF: ¡Sí! Un poco ya lo dijiste, pero ¿cómo consiguieron apoyo de las instituciones? Hay que convencer a la gente de que ponga plata en este tipo de experimentos…
Gaby: Sí, en esto se reconoce muchísimo a la Agencia Científica de Estados Unidos, la National Science Fundation, porque apostaron por este proyecto y no lo dejaron caer: sabían que iba a tomar décadas, sabían que iba a necesitar dos fases. Bueno, por supuesto la naturaleza podría habernos sorprendido y haber detectado ondas con la primera fase. La detección de agujeros negros fue una sorpresa, pensábamos que iba a tardar más tiempo porque estábamos apuntando a estrellas de neutrones, que descubrimos en el 2017. Pero la Agencia Científica le puso dinero a esto y además desde Caltech y MIT se contaba con que muchos otros grupos ayudaran. Se hizo una colaboración científica que ahora tiene más de cien instituciones en veinte países, mil trescientas personas entre científicos, ingenieros y estudiantes.
Cuando se creó, en el ‘97, yo estaba empezando como profesora, no dónde estoy ahora en la Universidad de Luisiana, sino en la Universidad de Pensilvania. Éramos unos doscientos miembros en unas veinte o treinta instituciones porque había muchas en Europa. Esa colaboración que había concluído el observatorio en Alemania, la colaboración británico-alemana, se unió a LIGO desde el inicio. Así que desde el principio fue una colaboración internacional. Eso también hizo que hubiera mucho apoyo porque éramos muchos involucrados en esto, no eran nada más que una o dos instituciones.
CF: ¡Juntarse siempre ayuda!
Gaby: ¡Sí! Y además en esencial, ¿no? Esto no se podría haber hecho con Caltech y MIT solamente, ni con diez instituciones solas…
CF: ¡Claro! Entonces en la primera fase no pudieron medir nada, en la segunda fase hay algún proceso de actualización, de mejora de los detectores y ahí prenden el detector y medio que se encuentran con las primeras ondas, ¿no?
Gaby: Sí, ¡nos tomó muy de sorpresa! En realidad veníamos preparando para tomar datos sin tener la sensibilidad deseada (que todavía no la tenemos). Instalamos láseres nuevos, espejos nuevos que están colgados de péndulos cuádruples, de sistemas de aislación sísmica muy sofisticados… Se empezó a instalar todo eso en 2010, se terminó de instalar en el 2014 y ese año, con ayuda de físicos, ingenieros, técnicos, gente con experiencia, gente joven con ideas nuevas, todos trabajando juntos, finalmente se puedo dejar el detector operacional. Ya habíamos hecho planes en el 2012, 2013 de decir “bueno, no vamos a esperar a tener la mejor sensibilidad que esperamos porque eso nos va a tomar años”. Habíamos dicho que en el 2015 si teníamos una sensibilidad tres veces mayor a lo que teníamos antes (queríamos ser diez veces mejores), íbamos a tomar datos, por unos pocos meses, tres meses. Y después trabajaríamos más en mejorar la sensibilidad y tomaríamos datos por seis meses. Habíamos planeado este ciclo para tomar datos pero pensábamos, (de nuevo, las únicas predicciones certeras que teníamos eran de estrellas de neutrones) que no íbamos a detectar nada hasta la segunda o la tercera vez que tomáramos datos. Y cuando estábamos calibrando, estábamos haciendo todavía estudios de calibración y de sensibilidad del detector, una noche en Luisiana y en Washington (donde están los detectores) apareció una señal… Cuando se tomaban datos, cuando estaban los dos detectores prendidos operacionales, se estaban probando los análisis de datos que se hacían con computadora y las computadoras produjeron automáticamente esta página de internet que decía “¡acá hay un candidato!”, “acá hay una señal en coincidencia”. Y cuando miramos la señal, era una señal que se veía lo que nosotros llamamos “a simple vista”. Por ejemplo en un espectro en donde uno pone un color representando la amplitud en función del tiempo y frecuencia se veía, ¡se veía y era la misma en Luisiana y en Washington! Y de las frecuencias podíamos ver que no eran estrellas de neutrones, eran agujeros negros, esos que les decía antes que tienen treinta masas solares. No se sabía que existían los agujeros negros de treinta masas solares. Hay agujeros negros masivos en los centros de las galaxias pero esos ya se forman de otra manera y a esos no somos sensibles porque son demasiado grandes pero estos agujeros negros que habían sido estudiados con astronomía de rayos X los más grandes que se conocían eran menos de 20 masas solares. ¡Y estos tenían los dos más que eso!
CF: Me imagino que empezaron a sonar teléfonos por todos lados…
Gaby: Lo primero que pensó todo el mundo, incluída yo, es que uno de los científicos había inyectado esta señal.
CF: ¿Como que era una broma?
Gaby: ¡Sí! Pero en realidad hacemos esas cosas para testear el interferómetro y la sensibilidad. Es decir, simulamos ondas gravitacionales moviendo los espejos para ver si la vemos como esperamos verla.
CF: Debe ser súper emocionante, ¿no? Porque dedicás toda una vida a algo, ves la construcción de todo el interferómetro y de repente...
Gaby: Bueno, yo te tengo que decir que en ese momento era la líder de esta colaboración y lo que yo tenía era... terror. Terror de que esto no fuera cierto. Bueno, primero de que fuera una broma, eso lo descartamos rápido. Empezamos a ver otras maneras, a lo mejor era alguien que había hackeado el sistema, estudiamos todas esas posibilidades. Como teníamos tan poca experiencia con el detector, teníamos que estar seguros de que esto no fuera un tipo de ruido que hace el detector, que se parece a ondas gravitacionales pero no son, no teníamos la suficiente experiencia como para descartar eso. Este campo de ondas gravitacionales, ya les decía, en los ‘60, en los ‘70 ya había tenido este anuncio de descubrimiento que después no se pudo confirmar. También en el 2013 hubo un anuncio de que se habían descubierto ondas gravitacionales del universo temprano con mediciones del espectro cósmico de microondas y tampoco fueron confirmadas. En efecto, parece que se debía más a polvo interestelar que a otra cosa.
Es decir, teníamos que estar bien, bien, bien seguros, ¡era mi responsabilidad! Guiar a la colaboración de manera de descartar todas las otras razones posibles, hacer la búsqueda de la manera más precisa y menos influenciada. La gente piensa que la física es una ciencia exacta y no hay errores: 2+2 es 4 y no es ni 3 ni 5 pero no es tan así, jaja. En física uno tiene que considerar probabilidades y lo que uno tiene que medir es la probabilidad de que algo sea astrofísico, sea ruido y cómo calcular esa probabilidad es un cálculo que uno diseña, dependiendo del experimento, y al diseñar el cálculo uno está metiendo los prejuicios que nosotros tenemos… Teníamos que estar muy seguros de que este descubrimiento fuera sólido, porque tener otra retracción hubiese sido totalmente desastroso para la financiación de este proyecto.
CF: Y ahora que las descubrieron, ¿cuál es el futuro de LIGO? Entendemos que hay todo un campo por explorar, es sólo el comienzo esto…
Gaby: Sí, a mí me gusta decir que la Astronomía empezó cuando Galileo puso su telescopio y descubrió lunas en otros planetas… y 400 años más tarde estamos construyendo nuevos telescopios, ópticos, del mismo tipo que los de Galileo, pero muchísimo más avanzados. Lo mismo va a pasar con las ondas gravitacionales. Todavía no tenemos la sensibilidad que quisiéramos, pero estamos instalando ya nuevas tecnologías en los observatorios nuestros y en Europa. También se están construyendo nuevos observatorios: uno en Japón, con quienes probablemente colaboremos en la próxima toma de datos, y uno en India. Tenemos planes para construir lo que llamamos observatorios de tercera generación con interferómetros que tengan 10 ó 40 km de largo (¡en vez de 4!).
Esa primera detección fue en Septiembre de 2015, en Diciembre tuvimos la segunda (cosa que nos dejó más tranquilos, porque tener una sola nos ponía muy ansiosos) y desde entonces, sólo con la primera mitad analizada de la tercera toma de datos (desde Abril 2019 a Marzo 2020), tenemos cincuenta detecciones. La mayoría son colisiones de agujeros negros, pero hay tres colisiones de estrellas de neutrones y una de una estrella de neutrones con un agujero negro. Además hay otra colisión de un agujero negro y otro objeto que tiene más de tres masas solares (la máxima masa que puede tener una estrella de neutrones) pero menos de cinco masas solares (la masa de los agujeros negros más chicos que se han visto en astronomía)... así que es una estrella de neutrones muy pesada, un agujero negro muy liviano o un objeto nuevo.
CF: Qué emocionante debe ser estar en la frontera del conocimiento.
Gaby: El primer descubrimiento para mí fue, por supuesto, emocionante, tremendo, revolucionario a la hora de entender agujeros negros. Ahora tenemos una visión totalmente distinta de la población de agujeros negros (la taxonomía, como se dice). Pero la primera detección de una colisión de estrellas de neutrones (Agosto de 2017) no sólo fue la primera que se midió sino que ocurrió a una distancia, en términos astronómicos, muy cercana: solamente 130 millones de años luz (la primera detección de colisión de agujeros negros había sido a 1300 millones de años luz). Al ser colisión de estrellas de neutrones, debería haber producido ondas electromagnéticas… y apenas 2 segundos después de que nosotros midiéramos la colisión, hubo 2 satélites que detectaron un exceso de rayos gamma (ondas electromagnéticas) proviniendo de una localización consistente con la que nosotros teníamos. Para ese entonces ya éramos tres observatorios midiendo, así que nuestra localización era confiable, entonces dimos alarma a los astrónomos “¡miren allá!” y encontraron un puntito brillante que duró apenas un par de días. Después empezó a emitir en ultravioleta, unos días después en rayos X, en radio… Esto es lo que llamamos una detección con mensajeros múltiples. Fue un tesoro de información para los astrónomos (yo no sé interpretar nada de eso) que les ayuda a decir, por ejemplo, de dónde surgen los elementos pesados de la tabla periódica. Esta medición es evidencia que viene a soportar la teoría de que esos elementos se producen en este tipo de colisiones (los elementos más livianos se producen en las estrellas).
CF: Justo íbamos a preguntarte si había otras formas de detectar estos eventos, y un poco ya lo respondiste, pero nos gustaría que nos cuentes un poco más qué es la astronomía de mensajeros múltiples. ¿Está ahí el futuro de la astrofísica?
Gaby: Es totalmente prometedor, pero en realidad es el presente ya de la astrofísica. En astrofísica y astronomía en general, cuando se estudian efectos transitorios (explosiones o cambios temporarios en alguna radiación) se usan muchos tipos de telescopios para mirar al mismo objeto: rayos X, radio, óptico… para buscar información de qué pasó en ese lugar. Esto es muy común en astronomía: usar muchas longitudes de onda para armar la historia de lo que pasó. Ahora lo que hay es más mensajeros: rayos cósmicos, neutrinos y ondas gravitacionales. Y hay varios sistemas en los que se predice la emisión de todos estos mensajeros, como en el caso de la colisión de estrellas de neutrones. O como en el caso de una supernova, donde se producen ondas gravitacionales, ondas electromagnéticas y neutrinos. Hubo una supernova en 1987 en las Nubes de Magallanes donde se vio la supernova con telescopios ópticos, pero también se detectaron neutrinos. Hay evidencia de coincidencia de emisión de neutrinos con galaxias que emiten rayos X.
CF: Es un desafío tecnológico por muchos frentes.
Gaby: El desafío es hacer instrumentos sensibles que puedan ver estas cosas más lejos. Por ejemplo, las ondas electromagnéticas de supernovas se pueden ver desde muy, muy lejos (son las que se usaron para determinar que el universo se está acelerando), pero las ondas gravitacionales de supernovas sólo las podríamos medir si estuviéramos cerca. Los diferentes instrumentos tienen que ser sensibles a distancias parecidas para poder aprovechar estos mensajeros múltiples.