Corrimientos al rojo

Por causas diferentes, la propagación de los campos electromagnéticos tiene dos efectos muy interesantes que se llaman desplazamientos al rojo. Antes de comentarlos veamos un pariente lejano que tienen en la propagación de ondas sonoras que se denomina efecto Doppler.

Supongamos que tenemos un tren parado a un kilómetro de donde estamos nosotros. Si este tren empieza a dar golpes de silbato cada medio segundo, el sonido se propagará por el aire y nosotros iremos recibiendo esos golpes de silbato cada medio segundo. Si el tren se pone en marcha, se va acercando y continúa emitiendo golpes de silbato, nosotros ya no los oiremos cada medio segundo, sino que los oiremos cada vez más juntos entre sí, pues a medida que el tren se va aproximando la misma onda sonora, sea cual sea su velocidad de propagación, tiene que recorrer cada vez menos distancia. Cuando el tren se aleja ocurre lo contrario, de ahí que el sonido de un tren que se está acercando sea diferente al de un tren que se va alejando. Este efecto de las ondas sonoras se llama efecto Doppler.

Cuando observamos una estrella, la luz que nos envía es una radiación electromagnética cuya frecuencia depende de su temperatura. Esta radiación se puede interpretar como una onda o como un flujo de fotones que la estrella va disparando hacia nosotros. Si la estrella se aleja la frecuencia de esta radiación será cada vez menor porque los fotones tienen que recorrer cada vez una distancia mayor. En términos de frecuencia diremos que la frecuencia disminuye cuando la estrella se aleja. Cambia la frecuencia, pero no la velocidad de la luz. Como la gama de frecuencias de la luz visible disminuye del azul al rojo, este fenómeno se conoce como desplazamiento o corrimiento al rojo. Precisamente observando este desplazamiento al rojo es como se ha llegado a la conclusión de que el universo está en expansión, debido a que las galaxias se están alejando cada vez más unas de otras El primer astrofísico que lo observó fue el estadounidense Edwin Hubble.

Existe un segundo desplazamiento al rojo, debido a la influencia que la gravedad ejerce sobre el tiempo. En relatividad se llama tiempo propio al que mediríamos cada uno de nosotros con un reloj que lleváramos en la muñeca, cuando lo utilizamos para medir nuestra velocidad o, simplemente, el tiempo que tardamos en cocinar un plato. Todos tenemos nuestro tiempo propio, que es el que marca nuestro reloj, y en la vida ordinaria tenemos la suerte de que el tiempo propio de cada uno coincide con el de los demás. No ocurre lo mismo cuando nos acercamos a un planeta de masa importante. Supongamos que ante la posibilidad de acercarse a un planeta un observador se aproxima mucho y otro se queda alejado. Llamémosles observador próximo y observador lejano. Esto es difícil de representar en un espacio-tiempo curvado de cuatro dimensiones, pero no imposible. Al decir cuatro coordenadas nos referimos a las tres espaciales y al tiempo, y para representarlo podemos hacer algunas simplificaciones. En primer lugar, en vez de representar todo el espacio podemos referirnos solo a un plano, por ejemplo, el plano ecuatorial del planeta que nos sirve para el experimento. Y en segundo lugar en vez de representar su evolución en el tiempo representaremos solo dicho plano en un instante fijo, refiriéndonos solo a un instante concreto, como si nos estuviéramos viendo la imagen detenida de un video parado. A estas condiciones corresponde la figura de la cabecera, que no es una recreación artística sino una representación real de las condiciones citadas, que corresponde al denominado paraboloide de Lammm, en el que se supone que el planeta que lo genera estaría situado en el cuello de embudo que la figura presenta hacia abajo. Al ser el planeta esférico presenta una simetría circular, como se ve en la figura, y una curvatura, que también se ve en la figura, generada por la gravedad, más acusada cuanto más cerca estamos del eje central.

En estas circunstancias, colocamos a nuestro observador próximo cerca del eje y al otro mucho más lejos, pero sobre la misma línea que se abre hacia fuera, pues estas líneas son las que marcan el efecto de la distancia radial manteniendo constantes los demás parámetros. En estas condiciones, debido a la gravedad, o, si se prefiere, a la curvatura del espacio tiempo, los tiempos propios de los dos observadores son completamente distintos, y si el observador próximo estuviera lanzando fotones con una determinada cadencia, el otro el otro los recibiría con una cadencia mucho más lenta, lo que equivale a un corrimiento al rojo de la señal óptica recibida.

Todo esto se puede calcular. Si tomamos el objeto celeste denominado AO620-00, de masa igual a 1,79*1031kg y colocamos a nuestros observadores separados unos 37 km, si el observador cercano emitiese un haz de luz azul de longitud de onda igual a 427 nm, el otro recibiría una luz roja de longitud de onda igual a 816 nm. Esta longitud de onda es el doble de la emitida, que es la misma relación que existe entre los tiempos que miden ambos observadores, ya que el tiempo que mide el observador lejano es el doble que el del observador próximo.

A diferencia de los casos anteriores, el efecto Doppler y el corrimiento observado por Hubble, en este último caso no se mueve nadie y todo se debe a la gravedad. Es por esto por lo que si desde la tierra viéramos a un hombre precipitarse dentro de un agujero negro, nunca llegaríamos a verlo entrar pues solo veríamos su imagen desvanece lentamente.   

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