Ventana de microondas: región de las ondas de radio donde la contribución de las diferentes fuentes de ruido es mínima. Dentro de ella se encuentra el agujero del agua.
Los científicos de SETI están convencidos de que, de todos los tipos de radiación posibles, cualquier señal que nos llegue de otra civilización galáctica lo hará en la forma de ondas electromagnéticas, por lo que la búsqueda se centra exclusivamente en este tipo de radiaciones. Pero ¿por qué ondas electromagnéticas? Bien, para empezar, porque la radiación electromagnética es extraordinariamente versátil y manejable, mucho más que cualquier otro tipo de radiación. Ninguna otra partícula en la naturaleza se asemeja al fotón en facilidad de manejo, detección, direccionalidad o enfoque. Ninguna otra consume menos energía para su generación, ni viaja más deprisa (la luz viaja a la velocidad de la luz, que es la máxima posible). Y además, el Universo es sorprendentemente transparente a esta radiación. Los fotones provenientes de las galaxias remotas nos llegan casi sin ninguna distorsión. Sólo en los últimos metros la atmósfera terrestre se interfiere, enmascarando la mayor parte de la radiación electromagnética, salvo la luz visible y las ondas de radio, para las cuales es transparente. Por eso, si se quiere estudiar otras zonas del espectro electromagnético (rayos X o gamma, radiación infrarroja o ultravioleta lejano), es necesario salir de la atmósfera y poner telescopios espaciales en órbita. Sin riesgo de exageración, se puede decir que prácticamente todo el conocimiento que tenemos del Universo lo hemos obtenido del estudio y análisis de la radiación electromagnética que nos llega de los diferentes astros.
Sólo los neutrinos tienen también esta facilidad de atravesar inmaculados largas distancias, viajando casi tan deprisa como la luz. Pero por desgracia, los neutrinos son unas partículas muchísimo más complicadas de manejar. Para poder detectarlos, se necesitan instrumentos inmensamente grandes que, aun así, sólo consiguen detectar un ínfimo porcentaje de los mismos. Y enfocarlos, reflejarlos o enviarlos en la dirección deseada es hoy por hoy prácticamente imposible para nuestra ciencia, por lo que hasta la fecha no ha sido posible construir un telescopio de neutrinos (hay detectores que se llaman así, pero no son verdaderos telescopios en el sentido en que sí lo son los radiotelescopios o los telescopios tradicionales). Por contra, hacer este mismo tipo de manipulaciones con la radiación electromagnética es trivial.
En cuanto a otras partículas que se podrían considerar como candidatas, como por ejemplo los protones o los electrones, dado que se trata de partículas cargadas, los campos magnéticos interesterales (debidos a las estrellas o al propio campo magnético galáctico) tienen la mala costumbre de desviarlos de su trayectoria, por lo que es muy difícil saber de qué dirección provienen originalmente.
La radiación electromagnética reúne todas las ventajas sin prácticamente inconvenientes, por lo que resulta el candidato ideal. Pero aun restringiéndonos a ella, el rango de búsqueda es enorme. ¿En qué longitudes de onda, de toda la gama del espectro electromagnético, conviene buscar? Los astrónomos planetarios estiman que prácticamente todas las atmósferas son transparentes a las ondas de radio, y una importante fracción de ellas también lo son a la luz visible, por lo cual ambas opciones parecen una buena elección. No tendría sentido usar una radiación que la atmósfera del planeta receptor fuera a apantallar y que sólo fuera observable desde el espacio, ya que no todas las civilizaciones tienen por qué haber desarrollado vuelos extraatmosféricos.
De ambas opciones, la que cuenta con más ventajas es la de las ondas de radio, debido a que las estrellas emiten relativamente poca cantidad de ondas de radio, y sin embargo emiten muchísima luz visible. Por este motivo, resulta más fácil detectar una emisión de radio que salga de un planeta que orbita alrededor de una estrella que una emisión en luz visible. En la región de las ondas de radio, un planeta puede fácilmente llegar a ser más visible que su estrella; en cambio, una emisión luminosa debe ser muy potente para destacar por encima de la luz de su estrella.
De nuevo, dentro de la región de radio, seguimos teniendo un amplio espectro de longitudes de ondas donde elegir. En principio, cualquiera de ellas sirve, y de hecho se han hecho búsquedas SETI usando diferentes frecuencias y anchuras de banda. Pero hay una zona en el espectro de radio que parece especialmente favorecida por la naturaleza. Se trata de la ventana de microondas:
Ventana de microondas: región de las ondas de radio donde la contribución de las diferentes fuentes de ruido es mínima. Dentro de ella se encuentra el agujero del agua.
La ventana de microondas es una región del espectro de radio donde el ruido debido a causas naturales (la contribución de la Galaxia, de la propia estrella, del fondo cósmico de microondas, o el límite cuántico de detección) es mínimo. Como su nombre indica, se halla en la región de las microondas y constituye un canal especialmente silencioso, lo que favorece la recepción de cualquier señal artificial que se pudiera emitir en esa banda. Como se ve en la gráfica, las fuentes naturales de ruido aumentan enormemente a la izquierda y a la derecha de esta ventana, con lo cual resulta la parte más silenciosa del espectro para cualquier observador en la Galaxia. Incluso cuando añadimos el ruido debido a la atmósfera de la Tierra, vemos que esta región sigue siendo la menos ruidosa, lo que hace de ella una banda idónea para ser estudiada desde tierra firme (al menos de momento; nuestra civilización cada vez produce más emisiones en la zona de microondas, una contaminación que está aumentando el ruido de fondo en esta zona del espectro).
La ventana de microondas resulta interesante para la comunicación interestelar por otros motivos. Dentro de ella se encuentra una longitud de onda estándar única, que debe ser conocida por cualquier observador en el Universo: la emisión fundamental del átomo neutro de hidrógeno, con una longitud de onda de 21 cm. Debido a que se trata del átomo más abundante del Universo, Cocconi y Morrison sugerían en su artículo que la búsqueda se centrara en longitudes de onda cercanas a los 21 cm. Esta longitud de onda podría estar funcionando de facto como un marcador interestelar en el dial de «Radio Galaxia». Fue también en esta banda donde trabajó el proyecto Ozma, aunque no por estos motivos, sino por razones prácticas, pues el detector del radiotelescopio que utilizaron estaba diseñado, precisamente, para estudiar la distribución de hidrógeno atómico en la Galaxia.
Aún hay otro motivo más a favor de la ventana de microondas, en este caso de índole romántica. Relativamente cerca de la emisión fundamental del hidrógeno neutro, se encuentra también la emisión fundamental de la molécula OH, más conocida como radical hidroxilo. Dado que cuando el radical hidroxilo se une al hidrógeno atómico da agua (H + OH = H2O), a la región comprendida entre ambas emisiones se la ha bautizado con el poético nombre de el agujero del agua, aunque en esa zona no exista ninguna emisión de la molécula de agua. La vida en la Tierra está basada en el agua y, como ya hemos visto, hay muy buenas razones para pensar que lo mismo ocurra con la mayor parte de los seres vivos del Universo. Así, de igual manera que los animales se reúnen en torno a una poza de agua en la sabana, puede que esos otros seres inteligentes basados en el agua vean también el simbolismo de agua = vida, y consideren el agujero del agua un punto de encuentro apropiado entre hermanos bioquímicos.
Un componente primordial en estas búsquedas es la sensibilidad del radiotelescopio. Cuanta mayor sea su sensibilidad, será capaz de detectar fuentes más débiles. Como vimos, el proyecto Ozma sólo podía detectar fuentes emitidas por un radiotelescopio equivalente hasta una distancia de 12 años luz. Si la fuente estuviera más lejos, su señal llegaría demasiado débil para ser detectada por este instrumento.
La otra característica principal es la resolución angular, es decir, la distancia angular más pequeña a la que deben estar separados dos objetos para que el telescopio sea capaz de distinguirlos por separado. Si dos objetos celestes están separados por un ángulo mayor, el telescopio verá claramente que hay dos objetos, pero si están separados por una distancia angular menor, el telescopio no será capaz de distinguir los dos objetos y los verá como una sola mancha. Por tanto, cuanto menor sea la resolución angular que tiene un telescopio, mejor.
La resolución depende directamente de la anchura del telescopio, o mejor dicho, de la distancia máxima posible en la zona colectora del telescopio. Por su parte, la sensibilidad depende directamente de la superficie total de esa área colectora (aunque depende también del detector que se esté usando). En radioastronomía resulta bastante fácil disponer de un conjunto separado de radiotelescopios y hacerlos trabajar al unísono, combinando su respuesta, como si fueran un único radiotelescopio. En estas ocasiones, es frecuente oír decir que el conjunto resulta equivalente a un radiotelescopio mucho mayor. Por ejemplo, que dos radiotelescopios separados por una distancia L que trabajan al unísono, son equivalentes a un radiotelescopio de diámetro L:
Pero en realidad sólo son equivalentes en resolución angular, en capacidad de separar objetos que estén muy juntos. Sin embargo, el segundo tiene mucha más superficie colectora y por tanto mayor sensibilidad, por lo que será capaz de ver fuentes muchísimo más débiles que las que pueda detectar el conjunto de dos telescopios de la izquierda. En la actualidad, el radiotelescopio más sensible del mundo es el del Observatorio de Arecibo, en Puerto Rico, administrado por la Universidad de Cornell. Este radiotelescopio cuenta con la mayor área colectora del mundo, una gigantesca antena de 305 metros de diámetro, es decir, una superficie de unos 73.000 m2. Existen radiotelescopios más grandes, como el ratan 600, en Rusia, que es una estructura en forma de anillo de 600 m de diámetro, lo que hacen de él el radiotelescopio individual (es decir, no compuesto por conjuntos de radiotelescopios) más grande del mundo. Pero dado que es un anillo, sin ninguna superficie colectora en su interior, tiene un área colectora total más pequeña, unos 1.000 m2, por lo que de momento Arecibo sigue sin ser destronado.
Bien, hemos visto las ventajas de las ondas de radio para la comunicación interestelar, y en qué zonas del espectro de radio parece promisorio buscar. Pero ¿qué se espera escuchar? Es decir ¿qué cabe esperar de una señal SETI, qué características ha de tener una señal extraterrestre para que tengamos la certeza de que es artificial?
La característica principal que distingue una señal de radio artificial de las señales generadas por fenómenos naturales es su anchura espectral o ancho de banda, es decir, cuánto espacio ocupa en el dial: cualquier señal con una anchura inferior a 300 MHz será artificial, pues la naturaleza no puede generar una señal de este tipo. Por esa razón, uno de los principales criterios de SETI es encontrar señales de banda estrecha. Además, una banda estrecha tiene la ventaja de que hace que se incremente la relación señal/ruido: cuanto más estrecho sea el ancho de banda, menos ruido sufre la señal.
Si la señal de radio está diseñada para ser lo más fácil posible de detectar a través de las distancias interestelares, debe ser enviada en la forma de una especie de código morse muy lento, con una anchura de banda de 1 Hz o menos. De esta manera, se puede trabajar con tiempos de integración largos (el tiempo durante el cual el detector está midiendo señal), lo que mejora la calidad de la detección. Si la señal oscilara muy deprisa, por ejemplo, 200 pulsos por segundo, y el tiempo en que el detector está integrando datos es de 10 segundos cada vez, 2.000 pulsos de entrada se convertirían en uno de salida, con lo que se perdería toda la información que pudieran tener. Además, si el tiempo de integración del detector fuera tan breve como medio milisegundo, sería difícil distinguir la señal del ruido de fondo. Por ello se esperan pulsos lentos.
Otra condición indispensable es que la señal se repita. A lo largo de todos los años de SETI, en innumerables ocasiones se han detectado señales prometedoras que cumplían los requisitos anteriores, pero al buscarlas de nuevo en la misma dirección del cielo no se han vuelto a repetir (salvo una excepción que luego veremos). En muchos casos se ha podido comprobar con posterioridad que provenían de nuestro planeta: interferencias, radares militares, aviones, satélites de telecomunicaciones, sondas espaciales… Por ello, tanto si se trata de señales diseñadas para ser detectadas, como si se trata de fugas de las emisiones que esas otras civilizaciones puedan estar empleando para su propio uso, el criterio de criba que deben pasar es que vuelvan a aparecer de nuevo al apuntar el radiotelescopio en la misma dirección. Encontrar una señal una sola vez y nunca volver a oír nada es una prueba poco convincente de presencia. Además, si la señal lleva algún tipo de mensaje, repetirla refuerza lo artificial de la señal y evita posibles pérdidas de información.
Algunos investigadores de SETI creen poco probable que detectemos señales que sean fugas no intencionadas de sus emisiones (equivalentes a nuestras emisiones de radio o televisión, que están escapando del Sistema Solar a la velocidad de la luz). El argumento es que tales tipos de transmisiones de alta potencia son una pérdida de energía, que con el tiempo se tiende a contrarrestar. En la misma Tierra, las potentes transmisiones analógicas de televisión están siendo sustituidas por transmisiones digitales de poca potencia, o por redes de fibra óptica, por lo que quizá la época en que una civilización emite estas fugas es de corta duración. No obstante, algunas emisiones podrían durar mucho tiempo, por ejemplo, radares para el control del tráfico de naves o para monitorizar meteoritos. Aun así, estos investigadores creen más probable la detección de una señal intencionada, de un mensaje.
Una manera de aumentar el carácter artificial de una señal intencionada sería incluir una señal de llamada, algo que fuera imposible que ningún fenómeno físico produjera como, por ejemplo, que la modulación principal consistiera en una serie de números primos: 2 pulsos, 3 pulsos, 5, 7, 11… (el caso ficticio de la introducción sería también un buen ejemplo de señal de llamada). Necesariamente, una señal así implica una inteligencia al otro lado con conocimientos matemáticos. Esto atraería rápidamente la atención de cualquiera que la recibiera. Sobre esta modulación principal, dentro de la señal puede haber más capas con información codificada (submodulaciones, o quizá cambios en la polarización de la onda), donde podría estar el verdadero mensaje. Seguro que esto le suena de Contact. No es en absoluto de extrañar, porque la novela en que se basó la película, de igual nombre, fue escrita por el conocido astrónomo estadounidense Carl Sagan, quien desde siempre estuvo muy involucrado en SETI. Sagan plasmó con rigor en la novela lo que los investigadores de SETI llevan tiempo esperando encontrar en el mensaje de una civilización extraterrestre.
Resumiendo, estas son las características que esperamos que posea una señal extraterrestre diseñada para ser detectada:
Sobre todo esto veremos más en el capítulo tercero.
En SETI las estrategias de búsqueda de fuentes celestes se dividen en dos grandes grupos. El primer grupo se centra en el estudio de blancos concretos, de objetivos con una localización conocida que por los motivos que sea son buenos candidatos a tener civilizaciones. Este tipo de búsquedas suele concentrarse en estrellas cercanas, desde donde una hipotética señal llegaría con más intensidad, y en estrellas más o menos similares al Sol (ya que es la única que conocemos en cuyo sistema planetario ha aparecido la vida). Entre ellas, se elige a las que no poseen ninguna estrella compañera, descartando así los sistemas formados por dos o más estrellas, pues se cree que esto reduce la posibilidad de que se formen planetas, al consumirse la mayor parte del material de la nebulosa en formar estrellas. Además, cualquier planeta que pudiera haber en esos sistemas difícilmente tendría una órbita estable. Se da además prioridad a las estrellas más viejas, a fin de dar tiempo a que evolucionen formas de vida complejas. Con esto se descartan las estrellas más masivas, ya que son de corta duración (explotan al cabo de pocos millones de años, en comparación con los miles de millones de años que duran otras). Estas búsquedas enfocadas a objetivos concretos implican observar a las estrellas candidatas durante largos períodos de tiempo, para lo cual es mejor usar grandes radiotelescopios con alta sensibilidad.
Pero de esta manera, sólo se puede estudiar un número muy limitado de estrellas candidatas. Para complementar estas búsquedas, se usa un segundo tipo de estrategia, consistente en realizar rastreos indiscriminados de todo el cielo, buscando señales prometedoras de origen desconocido sin realizar consideraciones a priori. Aquí la situación es la inversa. No conviene usar grandes telescopios, pues éstos sólo son capaces de observar en cada ocasión una pequeña fracción del cielo. Si se quiere hacer un rastreo completo de todo el cielo, hay que emplear radiotelescopios más pequeños, capaces de observar a la vez porciones más grandes del cielo; por supuesto, a cambio de perder la capacidad de detectar las fuentes más débiles. En este tipo de rastreos SETI suelen participar a menudo aficionados a la radioastronomía, quienes contribuyen con sus propias antenas de pequeño tamaño.
Una curiosa variante de esta estrategia consiste en mirar de una sola vez amplias zonas del cielo, esperando encontrar alguna señal potente. Este enfoque fue bastante común en el programa soviético. Estaba respaldado por la teoría de que el manejo energético aumenta en una civilización conforme pasa el tiempo, de lo que se deduce que las civilizaciones más antiguas deben estar manejando descomunales cantidades de energía, lo que las haría fácilmente visibles. Un astrónomo ruso, Nicolas S. Kardashev, hizo una clasificación de las civilizaciones en función de este empleo de la energía, definiendo tres tipos de civilizaciones. Las de tipo I serían aquellas capaces de manejar una cantidad de energía del mismo orden que la que produce su planeta (nosotros aún no habríamos llegado a esa fase). Las de tipo II serían las que pueden hacer uso de una cantidad de energía del mismo orden que la que produce una estrella. Estas civilizaciones serían capaces de absorber buena parte o la totalidad de la luz de su estrella y usarla en su propio beneficio. La ciencia ficción suele asociar a este tipo de civilizaciones ciertas construcciones de astroingeniería realmente espectaculares, como la esfera de Dyson, concebida por el matemático Freeman Dyson, y que consiste en la construcción de un casquete esférico que recubriría por completo a la estrella, para evitar la pérdida de luz al espacio exterior y aprovecharla así toda. O en menor medida, un mundo anillo, como el concebido por el escritor de ciencia ficción Larry Niven, un ancho anillo circular que rodea la estrella, cuyo giro provocaría una fuerza centrífuga que serviría de pseudogravedad y haría habitable su superficie.
Una esfera de Dyson (izquierda), que muestra la estrella en su interior, y un mundo anillo de Niven (derecha), objetos de astroingeniería al alcance de las civilizaciones de tipo II. Cortesía de Steve Bowers.
En cuanto a las civilizaciones de Kardashev de tipo III, serían las que han alcanzado tal monstruoso nivel de desarrollo que pueden manejar unas cantidades de energía del mismo orden que la producida en una galaxia. Estas civilizaciones serían tan evidentes que una civilización de tipo III en otra galaxia sería más fácil de descubrir que una de tipo I que estuviera en nuestra vecindad.
Volviendo a las estrategias de búsqueda, uno de los problemas con los que se ha encontrado continuamente SETI es que es muy difícil conseguir que parte del tiempo de observación de un radiotelescopio se dedique a apuntar a una zona concreta donde no se sabe si hay algo. La competencia entre proyectos científicos para usar estos instrumentos es muy alta y suele favorecerse a las observaciones que presentan más garantías de obtener resultados. Además, la búsqueda SETI ideal sería la que pudiera combinar las ventajas de las dos estrategias: rastrear todo el cielo, y hacerlo con un radiotelescopio de gran sensibilidad. ¿Es posible algo así? Pues parece ser que sí. Un grupo de la Universidad de California, en Berkeley, ha conseguido solucionar ambos problemas con una idea brillante: que apunten otros. Nacía así en 1979 el ingenioso proyecto SERENDIP.
La idea de SERENDIP consiste en poner, en un radiotelescopio, un detector de radio propio y dejarlo allí como un parásito, mientras el radiotelescopio se usa para hacer otro tipo de observaciones. Así, cuando un astrónomo esté estudiando una región del cielo que le interese para su propio trabajo de investigación, al mismo tiempo el detector de SERENDIP estará recogiendo datos para SETI de esa misma región. Aunque de esta manera los astrónomos de SETI no tienen ningún control sobre qué lugar del cielo se está observando, al cabo de unos cuantos años se habrá observado una importante cantidad de cielo. Y muchos lugares en varias ocasiones, lo que resulta fundamental para comprobar si las señales candidatas se repiten al volver a observar la misma zona. En 1992, SERENDIP fue instalado como parásito ni más ni menos que del radiotelescopio de Arecibo, donde sigue aún, recogiendo datos de excelente calidad.