UN TRUCO DE RELOJ ATÓMICO, APUNTADO AL SOL
Para encontrar un gemelo de la Tierra alrededor de otra estrella, los astrónomos observan cómo se tambalea la estrella. Un planeta con la masa de la Tierra que orbite una estrella parecida al Sol a la distancia de la Tierra solo la mueve 8,9 centímetros por segundo, a lo largo de un año o más. Ese movimiento diminuto desplaza las líneas espectrales de la estrella en unas pocas partes por diez mil millones.
Los mejores instrumentos de búsqueda de planetas se acercan a esa cifra extendiendo la luz estelar sobre grandes redes de difracción y promediando a la vez los desplazamientos de cientos o miles de líneas. Incluso calibrados con peines de frecuencias láser, siguen midiendo dónde cae la luz sobre un detector: una longitud de onda, no una frecuencia.
Un préstamo de los relojes atómicos
Los relojes ópticos, los cronómetros más precisos que existen, funcionan de otra manera. Fijan un láser en una transición atómica y cuentan su frecuencia con un peine de frecuencias, un láser cuya luz forma una regla de frecuencias espaciadas de manera uniforme. El inconveniente: necesitan luz láser limpia de laboratorio, no el caótico resplandor térmico de una estrella.
Connor Fredrick, Ryan K. Cole y sus colegas de la Universidad de Colorado en Boulder y del Instituto Nacional de Estándares y Tecnología de Estados Unidos (NIST), con Scott Diddams al frente del proyecto, han aplicado ahora la receta de los relojes a la luz solar. Llaman al resultado reloj óptico solar.
Una línea, un láser
- Un pequeño seguidor solar en una azotea lleva la luz de todo el disco del Sol a una fibra óptica monomodo: el Sol se observa como si fuera una estrella lejana.
- En el laboratorio, la luz solar se mezcla con un láser sobre un detector. La frecuencia del láser se hace oscilar adelante y atrás, lo que produce una señal que se anula exactamente en el centro de una línea de absorción del hierro cerca de 1.565,28 nanómetros, una línea de unos 4,3 gigahercios de anchura. Esa anchura no es un defecto del instrumento: la agitación térmica y la convección de los gases del Sol ensanchan la línea, y el centro hay que encontrarlo dentro de esa banda borrosa.
- Un bucle de realimentación mantiene el láser fijado ahí. Mientras tanto, un peine de frecuencias vinculado a un máser de hidrógeno —un reloj atómico de hidrógeno, muy estable a lo largo de unas horas, que sirve aquí de referencia de tiempo— calibrado por el NIST cuenta la frecuencia del láser de forma continua, un enlace directo con la definición oficial del segundo.
Una milmillonésima de frecuencia
En un segundo, el láser encuentra el centro de la línea con una precisión de unos 3 megahercios, es decir la milcuatrocentésima parte de la anchura de la línea. En velocidad, eso son 4,7 metros por segundo: el efecto Doppler desplaza la frecuencia de la luz en proporción a la velocidad de la fuente, y a esta longitud de onda 1 metro por segundo equivale a unos 0,64 megahercios. Promediando durante unos miles de segundos, la cifra baja a unos 200 kilohercios, unos 30 centímetros por segundo, o una parte en mil millones de la frecuencia de la luz.
La precisión sigue de cerca el límite cuántico esperado por la llegada aleatoria de fotones en este tipo de medición: ningún ruido de instrumento se le añade de forma visible en los tiempos de promedio medidos. En comparación con el instrumento anterior del equipo, que barre lentamente la línea, el láser fijado es casi diez veces más preciso.
(a) Mediciones del centro de la línea durante 5.000 segundos con el láser fijado (azul oscuro) y el instrumento de barrido (azul claro); (b) las oscilaciones del Sol aparecen como un pico cerca de los 5,5 minutos; (c) la precisión mejora con el tiempo de promedio, hacia el límite cuántico (línea discontinua). — Figura 4, Fredrick, Cole et al. (2026), arXiv:2610.28485.
El Sol respira, la Luna pasa
Las mediciones revelan el propio movimiento del Sol. Un pico nítido a los 5,5 minutos muestra las oscilaciones acústicas de su superficie, ondas sonoras que sondean su interior. También son una molestia: la precisión solo mejora de forma marcada cuando el promedio abarca su periodo de cinco minutos.
El 8 de abril de 2024, el equipo observó desde Boulder el eclipse parcial de Sol, durante el cual la Luna cubrió alrededor del 80 % del disco solar. Como el Sol gira, uno de sus bordes se acerca a nosotros y el otro se aleja. A medida que la Luna ocultaba un borde y luego el otro, la línea de hierro se desplazó hasta unos 500 metros por segundo: es el efecto Rossiter-McLaughlin, la misma firma que se usa para estudiar los planetas que pasan por delante de sus estrellas.
El eclipse del 8 de abril de 2024 visto por ambos instrumentos: (a) la línea se desplaza en un sentido y luego en el otro mientras la Luna cruza el disco solar; (b, c) el láser fijado (azul oscuro) presenta mucha menos dispersión que el instrumento de barrido (azul claro). — Figura 5, Fredrick, Cole et al. (2026), arXiv:2610.28485.
Del Sol a otras estrellas
Los autores calculan que un telescopio de 25 a 40 metros con óptica adaptativa —el rango del Telescopio Gigante de Magallanes y del Telescopio Extremadamente Grande, en construcción— podría llevar esta precisión de una sola línea a las estrellas parecidas al Sol más cercanas en unas pocas horas. Una modulación más fina, promedios más largos y varias líneas medidas a la vez podrían acercarla a 10 centímetros por segundo.
Las estrellas ponen su propio límite. Su superficie en ebullición, la granulación, añade un ruido de varias decenas de centímetros por segundo incluso a lo largo de una hora. Medir las líneas una a una, cada una sensible a su manera al magnetismo y a la profundidad, es precisamente lo que podría ayudar a distinguir la agitación de una estrella del tirón de un planeta invisible.