Tomando la primera imagen de un agujero negro
Uno de los grandes anhelos de muchos astrónomos ha sido “ver” un agujero negro. Ahora, gracias a los proyectos Event Horizon Telescope (EHT) y Global mm-VLBI Array (GMVA), ese sueño podría concretarse. Para poder producir una imagen de la sombra del horizonte de eventos de Sagitario A*, se ha movilizado un gran número de investigadores y tecnologías de punta. Sucede que obtener una imagen de un agujero negro dista mucho de ser lo mismo que tomar una foto con una cámara normal.
A pesar de que tiene aproximadamente 4 millones de veces la masa del Sol, Sagitario A*, que se encuentra a 26.000 años luz de nosotros, es apenas un punto en el cielo cuando se observa desde la Tierra, y para obtener una imagen se necesita una capacidad de resolución extraordinaria. Como explicamos en la quinta entrada de este blog, la clave es usar una técnica conocida como interferometría de línea de base muy larga (VLBI, en su sigla en inglés), que combina los datos y la capacidad de observación de telescopios repartidos por todo el mundo para crear un radiotelescopio virtual gigante.
La resolución de un telescopio puede calcularse a partir de las longitudes de onda de radio que el telescopio observa y el tamaño del telescopio —o, en el caso del VLBI, la distancia entre las antenas—. Pero durante las observaciones se producen distintos problemas de ruido y errores que interfieren en el desempeño del telescopio y menoscaban la resolución.
En el caso del VLBI, cada antena está equipada con un reloj atómico extremadamente preciso que registra el momento en que se recibe cada señal de radio proveniente del objeto observado. A continuación, se sintetizan los datos usando los tiempos como referencia para poder ajustar con precisión el momento de llegada de cada onda de radio a cada antena.
Pero este proceso está sujeto a los efectos de la atmósfera terrestre, que filtra ciertas longitudes de onda. Sucede que varios tipos de molécula, como el vapor de agua, absorben una fracción de las ondas de radio que atraviesan la atmósfera, siendo las ondas más cortas las que menos sufren este efecto. Construyendo los radiotelescopios en lugares altos y secos se logra minimizar el efecto de la absorción atmosférica, aunque no erradicarlo del todo.
Lo más complicado de este efecto de absorción es que la dirección de las ondas de radio cambia levemente cuando pasan a través del vapor de agua contenido en la atmósfera. Esto significa que las ondas de radio llegan a cada antena en momentos distintos, de ahí que sea más difícil sintetizar los datos posteriormente usando las marcas de tiempo como referencia. Como si fuera poco, puesto el VLBI usa antenas separadas por cientos de kilómetros, también se tienen que tomar en cuenta las diferentes cantidades de vapor de agua presente en el cielo sobre cada telescopio, así como las variaciones que se producen en dichas cantidades durante el período de observación. En las observaciones ópticas, estas fluctuaciones hacen que la luz de las estrellas parpadee y disminuye la resolución. Las radioobservaciones tienen el mismo problema.
“Hay pocas formas de reducir este efecto en las observaciones del VLBI”, señala Satoki Matsushita, del Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia Sinica (ASIAA) de Taiwán. “Cuando hay un objeto compacto que emite una intensa radiación cerca del objeto observado, podemos neutralizar la mayor parte del efecto de la refracción de las ondas de radio por el vapor de agua usando esa radiación intensa como referencia. Pero en el caso de Sagitario A*, todavía no hemos encontrado una fuente de referencia cerca. Y aunque la encontremos, también hay que cumplir otros requisitos: los telescopios tienen que poder observar el objeto deseado y la fuente de referencia al mismo tiempo, o bien tienen que contar con un mecanismo de desplazamiento de alta velocidad para poder cambiar rápidamente entre el objeto observado y la fuente de referencia. Desafortunadamente, no todos los telescopios que participan en el EHT y el GMVA tienen esa capacidad. Uno de los métodos usados para neutralizar el efecto del vapor de agua es equipar cada antena con un instrumento que mide la cantidad de vapor de agua, pero ALMA es el único telescopio que lo ha hecho hasta ahora”.
Otro desafío a la hora de obtener una imagen de un agujero negro es lograr que sea de alta definición. Al combinar los datos recabados por antenas separadas por miles de kilómetros, el VLBI alcanza una resolución equivalente a la de un radiotelescopio de varios miles de kilómetros de diámetro. Sin embargo, el VLBI también deja en blanco muchas áreas extensas que no son cubiertas por las antenas. Debido a estas lagunas, es difícil producir una imagen de alta definición de un objeto mediante la síntesis de datos con el VLBI. Este es un problema común de los radiointerferómetros como ALMA, pero en el caso del VLBI puede ser más grave debido a la mayor separación de las antenas.
Si en una cámara digital común y corriente lo normal es que cuanto mayor sea la resolución, mejor es la calidad de la imagen, en las radioobservaciones la resolución y la calidad de la imagen son cosas muy distintas. La resolución de un telescopio determina cuán cerca pueden estar dos objetos y aun así ser resueltos como objetos separados, mientras que la calidad de la imagen es la fidelidad de reproducción de la estructura del objeto observado. Por ejemplo, imaginemos una hoja con todas sus venas. La resolución es la capacidad de ver las venas más finas, mientras que la calidad de la imagen es la que permite captar la forma de la hoja entera. En nuestra experiencia cotidiana puede sonar extraña la idea de ver las finas venas de una hoja, pero no poder ver la hoja entera. Pero para el VLBI es algo normal, puesto que falta una parte de los datos.
Los investigadores han buscado métodos de procesamiento de datos para mejorar la calidad de las imágenes prácticamente desde que se inventó la radiointerferometría, por lo que hay algunos métodos consagrados y otros en etapa de prueba. En el Event Horizon Telescope (EHT) y el Global mm-VLBI Array (GMVA), ambos dedicados a obtener por primera vez una imagen del horizonte de eventos de un agujero negro, los investigadores empezaron a desarrollar métodos eficaces de análisis de imagen usando simulaciones mucho antes de que se diera inicio a las observaciones.
Las observaciones realizadas con el EHT y el GMVA concluyeron en abril de 2017. Los datos recabados por antenas de todo el mundo se enviaron a Estados Unidos y Alemania, donde se procesarán en computadoras especiales llamadas correlacionadores. Los datos del South Pole Telescope, que participa en el EHT, llegarán a fines de 2017, y luego se dará inicio a la calibración y síntesis de los datos para generar una imagen, de ser posible. Este proceso podría tardar varios meses antes de que se logre obtener la primera imagen de un agujero negro, un resultado muy ansiado por los investigadores de los agujeros negros y la comunidad astronómica de todo el mundo.
Estos largos tiempos de espera entre las observaciones y la obtención de los resultados son normales en la astronomía, donde la reducción y análisis de datos es un proceso lento y riguroso. Por ahora, no queda más que esperar pacientemente para ver concretarse este antiguo sueño de los astrónomos.
Hasta entonces, esta será la última entrada de nuestro blog sobre los proyectos EHT y GMVA. Una vez que tengamos los resultados, a comienzos de 2018, esperamos volver con emocionantes noticias sobre nuestro turbulento y fascinante centro galáctico.
Enlaces
- Sitio Web del telescopio Event Horizon Telescope
- Sitio Web del GMVA
- Sigue a ESO en las redes sociales para recibir más noticias emocionantes sobre este ambicioso proyecto.
Tweet
El Event Horizon Telescope (EHT) y el Global mm-VLBI Array (GMVA) han dado mucho que hablar con sus recientes observaciones del agujero negro supermasivo situado en el centro de la Vía Láctea, también conocido como Sagitario A*. Se espera que estas observaciones produzcan resultados científicos reveladores que nos ayuden a saber más sobre los agujeros negros y afinar nuestras teorías sobre el tiempo y el espacio. Pero hace tan solo veinte años, los astrónomos no sabían a ciencia cierta si el agujero negro se encontraba en Sagitario A*. Retrocedamos un poco en el tiempo y veamos cómo llegamos a esto.
En 1974, el astrónomo británico Sir Martin Rees postuló que los agujeros negros supermasivos podían vivir en el centro de algunas galaxias, por ejemplo, las que tenían núcleos galácticos activos (AGN). Estas galaxias son increíblemente brillantes en muchas longitudes de onda diferentes (30.000 millones de veces más brillantes que el Sol, o más) y expiden unos potentes chorros de partículas cargadas. Rees se dio cuenta de que los agujeros negros podían ser la causa de esta actividad energética, algo que posteriormente se confirmó.
Ese año, los radioastrónomos estadounidenses Bruce Balick y Robert Brown, del Observatorio Radioastronómico Nacional de Estados Unidos, descubrieron una compacta fuente de radio en el mismísimo centro de la Vía Láctea. Es la fuente de radio más brillante de nuestro centro galáctico, pese a ser considerablemente pequeña.
Balick y Brown pensaron que podía tratarse de un débil cuásar, un tipo de núcleo galáctico activo que abundaba más en el pasado distante. Pero este objeto estaba en nuestro vecindario cósmico: apenas a 26.000 año luz de nosotros. Y como se encontraba en dirección de la constelación de Sagitario, lo bautizaron Sagitario A*, abreviado como Sgr A*. El asterisco se debe a que, en la física atómica, se usa para indicar el estado de excitación de los átomos. Y Sgr A* fue un hallazgo que suscitó mucha excitación.
Durante los dos decenios siguientes, los astrónomos observaron este extraño objeto en diferentes longitudes de onda y comenzaron a reunir las distintas piezas del rompecabezas. A medida que la tecnología fue mejorando y permitiendo obtener imágenes cada vez más claras, empezaron a distinguir todo el ajetreo que había alrededor de este objeto. Había gas y estrellas arremolinándose a su alrededor a velocidades impresionantes (hasta 5 millones de kilómetros por hora), lo cual demostraba que era un objeto pequeño pero muy masivo, con una influencia gravitacional sorprendente. Luego, poco después de su lanzamiento en 1998, el Observatorio Chandra de Rayos X detectó por primera vez las emisiones de rayos X de Sgr A*. Al ser tragada por un agujero negro, la materia emite un “grito” final de radiación de rayos X antes de atravesar el horizonte de eventos. Estos rayos X pueden penetrar las espesas nubes de polvo y gas que opacan la zona y proporcionar pruebas fehacientes de la existencia de un agujero negro.
Desde mediados de la década de los noventa, unos equipos de investigación de Alemania y Estados Unidos han observado cuidadosamente las órbitas de estrellas alrededor de Sgr A*. El equipo estadounidense, dirigido por Andrea Ghez en el UCLA Galactic Center Group, ha usado el W. M. Keck Observatory para medir las posiciones de miles de estrellas cercanas al centro galáctico. El equipo alemán, en tanto, usa el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO, en su sigla en inglés) pare medir con gran precisión las órbitas de 28 estrellas que orbitan frenéticamente alrededor de Sgr A*. Estos equipos han obtenido las imágenes más detalladas que hay de la zona que rodea Sgr A*, y en 2008 confirmaron de manera definitiva que Sgr A* alberga un agujero negro supermasivo.
“No cabe duda de que el aspecto más espectacular de nuestro estudio a largo plazo es que ha proporcionado la mejor prueba empírica de la existencia de los agujeros negros supermasivos”, afirma Reinhard Genzel, quien dirige el equipo de investigación alemán en el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre. “Las órbitas estelares del centro galáctico muestran que la concentración de masa central, equivalente a cuatro millones de masas solares, corresponde sin duda alguna a un agujero negro”.
A medida que las investigaciones han ido revelando más secretos, hemos aprendido mucho sobre Sgr A*. Hoy sabemos que es 4 millones de veces más masivo que el Sol a pesar de ser extremadamente pequeño, pues tiene cerca de 40 millones de kilómetros de diámetro, es decir, cerca de la distancia que hay entre Mercurio y el Sol. También es un agujero considerablemente tranquilo, pues no emite grandes cantidades de radiación, lo cual es una señal de que no consume mucho material. Sin embargo, los astrónomos han detectado destellos cegadores de rayos X cientos de veces más brillantes que las emisiones comunes. Se cree que son provocados por la desintegración de un asteroide al caer dentro del agujero negro, o bien por el entrelazamiento de líneas de fuerza dentro del gas absorbido. Los astrónomos también han rastreado una nube de gas conocida como G2 que orbita alrededor de Sgr A* y obtuvieron una imagen de cuando se encontraba más cerca, en 2014. Estas observaciones, junto con muchas otras, nos ayudan a entender mejor el comportamiento de este agujero negro y su turbulento entorno.
Así y todo, los agujeros negros —y en particular este monstruo cósmico en el centro de nuestra galaxia— todavía suscitan muchas interrogantes. Y aunque Sgr A* ayudó a consagrar la idea de que toda galaxia grande tiene un agujero negro supermasivo en el centro, los astrónomos todavía no saben cómo se forman estos mastodontes ni cómo influyen sobre la galaxia que habitan.
Los equipos del GMVA y del EHT usan interferometría de línea de base muy larga para producir imágenes de Sagitario A* más detalladas que nunca uniendo telescopios de todo el mundo. Además de estudiar las zonas más tumultuosas alrededor del agujero negro, los astrónomos buscan una de las últimas piezas faltantes del rompecabezas: poder observar el horizonte de eventos. Se trata del radio alrededor de una singularidad a partir de la cual la materia y la energía sucumben a la atracción gravitacional del agujero negro. Literalmente, el punto sin retorno.
Los equipos del EHT y el GMVA buscan observar la sombra del horizonte de eventos. Esto no solo permitiría demostrar su existencia, sino también determinar su forma y medir su tamaño para comprobar la teoría de la relatividad general de Einstein. Claro que del dicho al hecho hay todo un trecho...
Esta es la sexta entrada de un blog sobre los proyectos EHT y GMVA. En la próxima entrada expondremos los desafíos que implica obtener una imagen de un agujero negro supermasivo.
Enlaces
- Sitio Web del telescopio Event Horizon Telescope
- Sitio Web del GMVA
- Sigue a ESO en las redes sociales para recibir más noticias emocionantes sobre este ambicioso proyecto.
Tweet
Los agujeros negros son objetos extraordinarios, con gravedades extremadamente fuertes, pero cuando se observan desde la Tierra no pasan de un puntito. Para poder obtener una imagen de un agujero negro se necesita un telescopio con una tremenda capacidad de resolución. La pregunta es: ¿de dónde sacar un telescopio tan sofisticado?
Como ya explicamos en la publicación anterior, mientras más grande sea el diámetro de un telescopio, mejor es su resolución. Esto vale tanto para los telescopios ópticos como para los radiotelescopios, es decir, se necesita un telescopio de enormes proporciones para observar pequeños objetos que son apenas visibles desde la Tierra, como los agujeros negros.
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), operado en Chile en el marco de una alianza internacional, combina varias antenas separadas por distancias de entre 150 metros y 16 kilómetros. De esa forma, ALMA funciona como si fuera un telescopio gigante, mucho más grande que cualquier antena que se podría construir, y puede alcanzar una resolución equivalente a un telescopio de 16 kilómetros de diámetro. De hecho, la resolución de ALMA llega a 1/100 de 1/3.600 de grado de ángulo, es decir, 5.000 veces más que el ojo humano.
Y aun con su “vista” excepcional, ALMA tendría que multiplicar por 100 su capacidad de resolución para poder capturar un agujero negro en el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Para simular un telescopio que tenga 100 veces la resolución de ALMA, hay que repartir telescopios por un área mucho más amplia: mucho más allá de los Andes chilenos, más allá de Sudamérica, incluso, hasta Norteamérica y Europa. Gracias a la técnica de la interferometría de línea de base muy larga (VLBI), se pueden simular telescopios de varios miles de kilómetros de diámetro. El Event Horizon Telescope (EHT) y el Global mm-VLBI Array (GMVA) forman telescopios a escala de la Tierra que combinan la capacidad y las observaciones de distintos telescopios repartidos por el globo, ALMA incluido. Abajo se detallan los telescopios que participan en estos proyectos.
| Proyecto | Telescopios participantes |
| EHT | ALMA, APEX (Chile), JCMT, SMA (Hawái, EE.UU.), ARO/SMT (Arizona, EE.UU.), LMT(México), IRAM 30m (España), NOEMA (Francia), SPT (Polo Sur) |
| GMVA | ALMA, VLBA (8 ubicaciones en EE.UU.), GBT 100m (West Virginia, EE.UU.), IRAM 30m (España), OAN 40m (España), Instituto de Radioastronomía Max Planck 100 m (Alemania) |
Pero, ¿cómo funciona el método VLBI? Con ALMA, el proceso es relativamente simple: cada antena recibe señales de un objeto y luego las envía a través de cables de fibra óptica a una sala ubicada en las instalaciones del observatorio, donde son procesadas y combinadas por una supercomputadora especial. Ahora bien, cuando los telescopios se encuentran a miles de kilómetros de distancia unos de otros en distintas partes del planeta, es imposible conectarlos por fibra óptica a una misma sala de control y transmitir tamaña cantidad de datos. Por eso, para la VLBI se usa una técnica diferente: primero cada telescopio obtiene los datos y los guarda en dispositivos de almacenamiento locales. Luego, se envían estos dispositivos a un mismo lugar para extraer la información y procesarla en una computadora.
Los relojes son un componente clave de la técnica VLBI, pero no son relojes comunes. Para sintetizar los datos recabados simultáneamente por telescopios de todo el mundo, cada telescopio necesita un reloj que controle el tiempo con una precisión extrema. Estos relojes calculan diferencias ínfimas en los tiempos de llegada de las ondas de radio del objeto observado a cada antena del conjunto. Así, todos los telescopios que participan en observaciones VLBI están equipados con relojes atómicos extremadamente precisos y diseñados a medida; tan precisos, que en un lapso de 100 millones de años se atrasarían menos de 1 segundo.
Otro componente clave de la VLBI es el dispositivo usado para registrar los datos. Los primeros experimentos de tipo VLBI se realizaron en la década de los sesenta usando cintas magnéticas para grabar las observaciones, pero en el siglo XXI se han usado cada vez más discos duros debido a que ofrecen una mayor capacidad y son más baratos. Los discos duros usados en las observaciones del EHT y el GMVA tienen discos magnéticos y usan básicamente componentes informáticos de bajo costo.
Un aspecto importante de estos dispositivos es la velocidad a la que guardan los datos. Mientras más rápido se guarden los datos, mayor es el rango de frecuencia de señales que se pueden registrar, lo cual mejora la sensibilidad final de las observaciones. ¡Algunos de los discos duros usados en las observaciones del EHT pueden registrar datos a una tasa de hasta 16 gigabits por segundo! Desde luego, la capacidad de almacenamiento de estos discos duros también es importante. Los que usó alma para los proyectos EHT y GMVA tienen más de 1 petabyte (1 millón de gigabytes) en total.
Y la supercomputadora hecha especialmente para procesar estos datos se llama correlacionador. El correlacionador del EHT fue desarrollado por el Instituto de Tecnología de Massachusetts en Estados Unidos, mientras que el del GMVA lo desarrolló el Instituto de Tecnología de Massachusetts, en Bonn (Alemania). La enorme cantidad de datos obtenidos se guarda en los telescopios repartidos por el planeta y luego se envía a estos dos lugares, donde se procesan en el correlacionador a velocidades de hasta 4.096 MB por segundo. A partir de esos datos, el correlacionador genera imágenes astronómicas.
La técnica VLBI aprovecha estas tecnologías para simular telescopios del tamaño de la Tierra capaces de alcanzar niveles de resolución extremadamente elevados. Cabe, pues, preguntarse: ¿se puede mostrar cualquier tipo de objeto celeste con lujo de detalles mediante observaciones VLBI? Lamentablemente, no. Algunos objetos son ideales para las observaciones de tipo VLBI, pero no todos.
Quien ha observado un objeto pequeño con un microscopio recordará que, al incrementar el grado de aumento, la imagen se vuelve borrosa. Lo mismo pasa con los telescopios. Aumentar la resolución significa fraccionar la vista en partes más pequeñas, lo cual inevitablemente disminuye la cantidad de luz proveniente de cada parte del objeto observado. Al aumentar la resolución, los objetos se vuelven invisibles.
Por esta razón, la extraordinaria resolución del método VLBI sirve principalmente para observar objetos brillantes. La técnica VLBI se usa generalmente para observar objetos que emiten ondas de radio intensas, como los máseres astrofísicos (similares a los láseres que conocemos, pero en longitudes de microonda) presentes alrededor de estrellas jóvenes y antiguas y los chorros de gas lanzados a alta velocidad por los agujeros negros supermasivos. Como se cree que los discos de gas calientes que rodean los agujeros negros supermasivos emiten intensas ondas de radio, las observaciones del EHT y el GMVA apuntan a detectar imágenes del escurridizo agujero negro situado en el centro de nuestra galaxia.
Esta es la quinta entrada de un blog sobre los proyectos Event Horizon Telescope y Global mm-VLBI Array. La próxima entrada versará sobre el agujero negro supermasivo Sagitario A*, un objeto ubicado en el centro de la Vía Láctea que forma parte de las grandes prioridades de los proyectos EHT y GMVA.
Enlaces
- Más información sobre ALMA
- Sitio Web del telescopio Event Horizon Telescope
- Sitio Web del GMVA
- Sigue a ESO en las redes sociales para recibir más noticias emocionantes sobre este ambicioso proyecto.
Tweet
¿Puedes imaginar cómo sería la vida si al escuchar música solo oyeras el bajo? ¿O si solo pudieras ver los objetos de un determinado color? Bueno, de cierta forma, así es tu vida. Sucede que nuestros ojos solo pueden detectar una parte muy pequeña del espectro electromagnético: una parte conocida como luz visible. Ahora bien, hay una serie de ondas electromagnéticas similares, como las ondas de radio, que tienen longitudes de onda mucho más largas que la luz visible. Las longitudes de onda de radio tienen entre 1 milímetro y más de 10 metros, mientras que las longitudes de onda de luz visible tienen unos pocos cientos de nanómetros, siendo un nanómetro ¡1/10.000.a parte del espesor de una hoja de papel!
A pesar de no ser directamente visibles, la existencia de las ondas de radio fue postulada en 1867 por James Clerk Maxwell. Para fines del siglo XIX, los científicos habían desarrollado instrumentos que podían transmitir y detectar ondas electromagnéticas correspondientes a las frecuencias de radio. Algunos decenios más tarde, se descubrió que estos instrumentos no solo servían para la comunicación, ¡sino también para escrutar partes ocultas del Universo!
Así, en 1932 se detectaron las primeras ondas de radio de un objeto astronómico, cuando Karl Jansky observó la radiación proveniente de la Vía Láctea. Luego se produjo el espectacular descubrimiento del fondo cósmico de microondas en 1964, galardonado con un Premio Nobel de Física. Al poco tiempo, Jocelyn Bell Burnell observó la primera pulsar con un conjunto de antenas de radio en 1967, trabajo que también le valió un Premio Nobel. Y este fue apenas el comienzo de una impresionante lista de hallazgos realizados desde entonces.
Pero, ¿cómo funcionan los radiotelescopios?
Para poder detectar las señales de los objetos astronómicos, los radiotelescopios tienen que estar equipados con una antena y al menos un receptor. Los hay de todos los tipos, tamaños y formas para poder detectar un amplio rango de ondas de radio de distintas longitudes.
Las antenas de la mayoría de los radiotelescopios que captan longitudes de onda inferiores a 1 metro son parabólicas, donde el reflector concentra las ondas de radio en un punto focal. Para captar longitudes de onda más cortas, como las que recibe ALMA y conjuntos de tipo VLBI, como EHT y GMVA, es fundamental que la superficie de las antenas sea perfecta, puesto que cualquier deformación, protuberancia o abolladura desvían y desenfocan esas diminutas ondas, lo cual se traduce en una pérdida de información valiosa.
Además de la antena principal, la mayoría de los radiotelescopios tiene reflectores secundarios que envían las ondas concentradas a los receptores. Estos receptores seleccionan, detectan y amplifican las señales de radio de las frecuencias deseadas en formato analógico, que luego se convierten en señales digitales y se envían a una computadora. A continuación, los astrónomos reúnen esas señales para generar un mapa del cielo según su luminosidad de radio.
Los radiotelescopios apuntan a una fuente de radio durante horas para poder detectar las débiles señales provenientes del Universo distante y cercano, un poco como cuando se mantiene el obturador de una cámara fotográfica abierto para obtener una exposición prolongada en condiciones de poca luz. Tras combinar estas señales en la computadora, los astrónomos pueden analizar la radiación emitida por muchos fenómenos astronómicos, como las estrellas, las galaxias, las nebulosas y los agujeros negros supermasivos.
El problema de la radioastronomía es que, como las ondas de radio son muy largas, es difícil obtener una resolución elevada de los objetos que se observan. Incluso las ondas de radio más cortas observadas con los telescopios de una antena más grandes del mundo producen una resolución angular apenas levemente mejor que el ojo humano. La resolución (grado de detalle de una imagen) de una antena se puede calcular dividiendo la longitud de la onda de radio por el diámetro de la antena. Cuando esta proporción es pequeña, la resolución angular es grande y mayor es el nivel de detalle obtenido. A mayor diámetro de la antena, mayor resolución, de ahí que los radiotelescopios tiendan a ser mucho más grandes que los telescopios diseñados para observar longitudes de onda más cortas, como las de la luz visible.
Las longitudes de onda más largas, medidas en metros, suponen un desafío particular por la dificultad que implica alcanzar una buena resolución con una sola antena. La antena desplazable más grande de todas es la del Green Bank Telescope (100 metros de diámetro). Las antenas fijas, en tanto, pueden ser mucho más grandes. La antena de radio más grande del mundo es el nuevo Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST) en China: una antena fija empotrada en una cuenca natural. FAST puede observar ondas de radio de hasta 4,3 metros de longitud. Hay otras antenas similares, como el famoso radiotelescopio de Arecibo, que durante cinco decenios fue el más grande del mundo, hasta que se terminó de construir FAST en 2016. Pero como no es viable construir antenas más grandes que estas, no se pueden observar longitudes de onda más largas. Lo que sí se puede hacer es mejorar la resolución angular y ahondar en la investigación de los detalles más diminutos del Universo poco luminoso.
Para ello, se utiliza una técnica llamada interferometría, que también ha sido reconocida con un Premio Nobel: al combinar las señales de varias antenas repartidas por una gran área, las antenas funcionan como si fueran un conjunto, o un telescopio gigante. Los conjuntos modernos generalmente combinan las señales en un lugar centralizado en formato digital a través de fibra óptica, y luego las procesan en supercomputadoras especiales llamadas correlacionadores.
Uno de ellos es el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, situado en el llano de Chajnantor, en pleno desierto de Atacama. ALMA consta de 66 antenas de precisión que se configuran con distancias de separación de hasta 16 kilómetros y trabajan como un único interferómetro. La resolución de un interferómetro no depende del diámetro de las antenas, sino de la separación máxima entre ellas. Al alejarlas unas de otras, se incrementa la resolución.
Las señales de las antenas se combinan y se procesan en el correlacionador de ALMA. Así, las antenas trabajan al unísono, proporcionando a ALMA una resolución máxima incluso superior a la que alcanza el telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA en las longitudes de onda visibles. Esto, gracias a que la distancia máxima entre las antenas puede ser muy grande, lo cual aumenta el poder de resolución del interferómetro y le permite captar detalles más sutiles.
La posibilidad de combinar las señales de antenas separadas por líneas de base de varios kilómetros es crucial para obtener una resolución extremadamente fina y lograr imágenes muy detalladas. De esa misma forma, los astrónomos pueden incluso superar las capacidades de conjuntos como ALMA, puesto que al combinar las señales de distintos radiotelescopios de todo el mundo, se puede ampliar las distancias de separación a la circunferencia de la Tierra, o aun más, en el caso de antenas espaciales como Spektr-R.
Los telescopios no tienen que estar físicamente conectados, sino que basta “reproducir” las señales de cada telescopio en el correlacionador. Esta técnica, llamada interferometría de línea de base muy larga (VLBI, en su sigla en inglés), permite alcanzar resoluciones angulares extraordinarias y realizar hallazgos espectaculares, e incluso observar en detalle el agujero negro supermasivo que habita el centro de nuestra galaxia.
Esta es la cuarta entrada de un blog sobre los proyectos Event Horizon Telescope y Global mm-VLBI Array. En la próxima entrada veremos cómo se construye un radiotelescopio del tamaño de la Tierra.
Enlaces
- Más información sobre radiotelescopios
- Más información sobre ALMA
- Más información sobre la capacidad de observación VLBI de ALMA
- Página Web del telescopio Event Horizon Telescope
- Página Web del GMVA
- Sigue a ESO en las redes sociales para recibir más noticias emocionantes sobre este ambicioso proyecto.
Tweet
Sabemos que los agujeros negros son fenómenos fascinantes, capaces hasta de curvar la realidad. Al compactar la materia en un espacio extraordinariamente diminuto, forman un objeto con una atracción gravitacional enorme. Alrededor de este objeto, hay una frontera a partir de la cual nada puede escapar, ni siquiera la luz: el horizonte de eventos. Además de atraer grandes cantidades de materia, el horizonte de eventos atrae mucha atención de astrónomos de todo el mundo. ¿Por qué?
En la entrada anterior explicamos que es imposible observar directamente los agujeros negros: como estos no emiten fotones, los telescopios de los astrónomos no reciben nada (exceptuando, por supuesto, pequeñas cantidades de radiación de Hawking). Pero los científicos pueden aprender mucho del material brillante que rodea los agujeros negros.
Cuando la materia sucumbe a la fuerza gravitacional de un agujero negro, este traga directamente el material o bien lo atrapa en una órbita fatal, como la del agua que gira en torno al desagüe de un lavamanos. Cerca del horizonte de eventos, la atracción gravitacional es tan intensa que la materia que lo rodea alcanza velocidades relativistas (es decir, comparables a la velocidad de la luz). La fricción provocada en el material lo lleva a temperaturas increíblemente elevadas y lo convierte en plasma. Allí, los fotones terminan en órbitas casi circulares, formando un brillante anillo de fotones que delinea la “sombra” negra en el centro.
Aunque la teoría de la relatividad general de Einstein había predicho la existencia de horizontes de eventos alrededor de los agujeros negros, hasta ahora los telescopios no tenían capacidad de resolución suficiente para “ver” un agujero negro. Y pese a que los horizontes de eventos pueden tener varios millones de kilómetros de diámetro, los agujeros negros son esquivos. Están muy lejos, y muchas veces ocultos detrás de grandes cantidades de gas y polvo interestelares. El agujero negro supermasivo de nuestra galaxia, que se encuentra a 26.000 años luz de nosotros y es conocido como Sagitario A*, es un agujerito diminuto en el cielo.
Al combinar diferentes telescopios repartidos por la Tierra, los interferómetros Event Horizon Telescope (EHT) y Global mm-VLBI Array (GMVA) pueden alcanzar la resolución necesaria para ver ese diminuto agujero en Sagitario A*. Sin duda alguna se trata de observaciones muy emocionantes, pues nos permitirán estudiar mejor los agujeros negros, así como poner a prueba la teoría de la relatividad general de Einstein.
“La relatividad general de Einstein ya tiene unos cien años y es muy poco intuitiva, y a pesar de eso ha logrado superar todas las pruebas”, explica Ciriaco Goddi, astrónomo de EHT. “Sin embargo, no se han hecho estas pruebas en campos gravitacionales tan intensos”.
Uno de los grandes problemas de la física es que las teorías de la relatividad general y la mecánica cuántica parecen ser incompatibles. Para solucionarlo, los físicos tienen que estudiar los lugares donde esas teorías se contradicen o se desmienten. No obstante, muchos creen que los efectos cuánticos no se observarán en el horizonte de eventos de un agujero negro supermasivo, pues serían importantes solo cerca del horizonte de agujeros negros más livianos (cerca de 10 microgramos), que no se sabe si existen realmente. Pero algunos científicos creen que se obtendrán resultados distintos de los que predice la relatividad general clásica incluso cerca de los horizontes de eventos de los agujeros negros supermasivos, que podrían ser observables con EHT.
"De haber una variación en las predicciones de Einstein cerca del agujero negro, donde la gravedad alcanza su fuerza máxima, necesitaríamos una nueva teoría de la gravedad," comenta Goddi. "Eso significa que tendríamos que describir el tiempo y el espacio en otros términos”.
La relatividad general predice que la “sombra” de un agujero negro es circular, pero según otras teorías, podría ser “aplastada” en el eje vertical (ovalada) o bien en el eje horizontal (achatada). Por lo tanto, estudiar la sombra permite poner a prueba tanto la relatividad general como las demás teorías. Y como el diámetro de la sombra de un agujero negro es proporcional a su masa, los astrónomos podrían calcular la masa.
La astrónoma de ALMA Violette Impellizzeri agrega: “Creemos que hay un agujero negro supermasivo en el centro de cada galaxia. Pero los pormenores de estos agujeros negros siguen siendo un misterio. Sin embargo, tenemos que preguntarnos por qué hay un agujero negro supermasivo en el centro de cada galaxia. Y ha quedado cada vez más claro que los agujeros negros desempeñan un papel fundamental en la formación de las galaxias y en la forma en que evolucionaron. Para entender todo esto, el vínculo entre los agujeros negros, las galaxias y el Universo es crucial”.
Las observaciones VLBI realizadas con EHT y GMVA permitirán hacer grandes hallazgos y contribuirán a resolver los principales problemas de la teoría gravitacional.
Esta es la tercera entrada de un blog sobre los proyectos EHT y GMVA. En la próxima, veremos cómo funcionan los radiotelescopios.
Enlaces
- Página Web del telescopio Event Horizon Telescope
- Página Web del GMVA
- Más información sobre ALMA
- Más información sobre la capacidad de observación VLBI de ALMA
- Sigue a ESO en las redes sociales para recibir más noticias emocionantes sobre este ambicioso proyecto.
Tweet
En este momento, los astrónomos están tratando de obtener la primera imagen del horizonte de eventos del agujero negro supermasivo situado en el centro de la Vía Láctea. ¿Pero qué son los agujeros negros exactamente?
Los agujeros negros son uno de los objetos más extraños y fascinantes del Universo. Básicamente, son concentraciones de materia apiñada en un espacio diminuto que deforman la realidad y crean un objeto que genera una enorme atracción gravitacional. Alrededor de los agujeros negros hay una frontera conocida como horizonte de eventos: el punto a partir del cual nada puede escapar a las garras del agujero negro, ni siquiera la luz.
Descubre la anatomía de un agujero negro con nuestra práctica infografía:
Puesto que ninguna luz escapa a la fuerza del agujero negro, es imposible observarla directamente. Sin embargo, su tremenda influencia gravitacional delata su presencia. Muchas veces los agujeros negros son orbitados por estrellas, gas y otros materiales en estrechas trayectorias que se vuelven más abultadas y frenéticas a medida que se acercan al horizonte de eventos. Esto crea un disco de acreción supercaliente alrededor del agujero negro que emite grandes cantidades de radiación en diferentes longitudes de onda.
Al observar la radiación emitida por toda esta actividad alrededor de los agujeros negros, los astrónomos determinaron que hay dos tipos principales: los agujeros negros de masa estelar y los agujeros negros supermasivos.
Los agujeros negros de masa estelar son cadáveres de estrellas más de cinco veces más masivas que nuestro Sol. Al final de su vida, estas estrellas colapsan violentamente y siguen colapsando hasta que toda su materia se condensa en un espacio inimaginablemente diminuto. Es fácil descubrir agujeros negros de masa estelar que forman parte de un sistema binario de rayos x, donde el agujero negro devora material de su estrella compañera.
El segundo tipo se conoce como agujero negro supermasivo. Estos enormes agujeros negros tienen hasta miles de millones de veces la masa de una estrella promedio, y su formación es un misterio que todavía se está estudiando. Una teoría sugiere que se formaron a partir de enormes nubes de materia que colapsaron al formarse las galaxias; otra afirma que los agujeros negros de masa estelar en colisión pueden fundirse para formar un objeto gigante.
Hoy, estos mastodontes supermasivos habitan el centro de la mayoría de las galaxias comunes, incluida nuestra Vía Láctea, sobre la cuales ejercen una gran influencia, sobre todo cuando se alimentan de gas y estrellas.
A 27.000 años luz de la Tierra, Sagitario A* (abreviado como Sgr A*) es el agujero negro supermasivo que habita el caliente y violento centro de la Vía Láctea. Es 4 millones de veces más masivo que nuestro Sol, tiene más de 15 millones de kilómetros de diámetro y gira a una gran fracción de la velocidad de la luz. Al estar tapado de los telescopios ópticos por densas nubes de polvo y gas, los observatorios que observan diferentes longitudes de onda, ya sean más largas (como ALMA) o más cortas (como los telescopios de rayos X), son fundamentales para estudiar sus propiedades.
Pronto, tras combinar el poder de ALMA y otros telescopios de ondas milimétricas repartidos por el planeta, podremos conocer mucho mejor el monstruoso corazón de nuestra galaxia. El Global mm-VLBI Array (GMVA) investiga actualmente la forma en que el gas, el polvo y otros materiales dan nacimiento a agujeros negros supermasivos y generan chorros de gas extremadamente rápidos. El telescopio Event Horizon (EHT), por otro lado, trabaja en pos de un objetivo diferente: producir imágenes de la sombra del horizonte de eventos, el punto sin retorno.
Esta es la segunda entrada de un blog sobre los proyectos EHT y GMVA. ¡Sigue nuestras publicaciones para descubrir por qué el horizonte de eventos de un agujero negro es tan interesante!
Enlaces
- Página Web del telescopio Event Horizon Telescope
- Página Web del GMVA
- Más información sobre ALMA
- Más información sobre la capacidad de observación VLBI de ALMA
- Sigue a ESO en las redes sociales para recibir más noticias emocionantes sobre este ambicioso proyecto.
Tweet
El centro de nuestra galaxia alberga un monstruo cósmico: un agujero negro supermasivo conocido como Sagitario A*, cuya masa equivale a unos cuatro millones de veces la masa de nuestro Sol. Su gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz escapa a su fuerza de atracción, pero si no fuera por su influencia gravitacional sobre las estrellas que lo rodean, ¡ni siquiera sabríamos que existe! Ahora se ha puesto en marcha un proyecto ambicioso para obtener, por primera vez en la historia, una imagen del horizonte de eventos del agujero negro.
Dos grandes proyectos de colaboración internacional entre radiotelescopios aunaron sus fuerzas para crear telescopios virtuales del tamaño de la Tierra: el Event Horizon Telescope (EHT) y el Global mm-VLBI Array (GMVA), que operan en longitudes de onda diferentes. Con esta impresionante configuración de telescopios, que se extiende por todo el globo, desde el Polo Sur hasta Hawái y Europa, se observará el agujero negro supermasivo que vive en el corazón de la Vía Láctea.
Para ello, los astrónomos usarán una técnica conocida como interferometría de línea de base muy larga (VLBI, en su sigla en inglés), consistente en combinar las señales de telescopios separados por miles de kilómetros de distancia para que actúen como si fueran uno solo. Esta técnica permite alcanzar un nivel de resolución muy superior al de cualquier instalación que opera sola: ¡una resolución 2.000 veces superior a la del telescopio espacial Hubble de la NASA/ESA! Esta capacidad de resolución es crucial para poder detectar el agujero negro, que, a pesar de ser 30 veces más grande que el Sol, se encuentra muy lejos, a más de 26.000 años luz de nosotros.
Hace años que se viene desarrollando este plan para obtener imágenes de un agujero negro, pero solo ahora hemos alcanzado la capacidad tecnológica necesaria para lograr este ambicioso objetivo. Además, el proyecto cuenta ahora con la participación de un peso pesado de la radioastronomía: el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).
Gracias a sus 66 antenas y sus receptores de última generación, ALMA, ubicado en las alturas del desierto de Atacama, en el llano de Chajnantor, pasó a ser el componente más sensible y más grande del proyecto EHT/GMVA, cuya sensibilidad total multiplicó por 10. Pese a ser una instalación dotada de las últimas tecnologías, ALMA fue sometido a varias mejoras en ALMA antes de participar en el proyecto. Se instaló equipamiento especializado, como nuevos discos duros capaces de almacenar las enormes cantidades de datos que producirán las observaciones, así como un reloj atómico extremadamente preciso, fundamental para combinar las señales de ALMA con la red del VLBI.
Este excepcional estudio empezará en abril de 2017: se realizarán observaciones en longitudes de onda de 3 milímetros con el GMVA entre el 30 de marzo y el 4 de abril de 2017 y observaciones en longitudes de 1,3 milímetros entre el 5 y el 14 de abril. A continuación, se procederá con un largo y arduo trabajo de tratamiento de los datos adquiridos durante las observaciones, y se espera tener los primeros resultados hacia fines de 2017.
Si bien no hay garantías específicas en cuanto a dichos resultados, el potencial científico del proyecto y las metas propuestas son fascinantes. Entre ellas, se espera poner a prueba la Teoría General de la Relatividad de Einstein, que predice la existencia de una “sombra” más o menos circular alrededor del agujero negro. Asimismo, se buscará entender el fenómeno de acreción de material alrededor de los agujeros negros, así como la formación de los chorros de gas que estos expulsan a gran velocidad.
Esta es la primera entrega de un blog que llevará a sus lectores en un viaje astronómico donde descubrirán cómo se realizan las investigaciones de vanguardia y los riesgos que estas implican.
En las próximas publicaciones buscaremos responder peguntas como: ¿por qué los agujeros negros son tan interesantes?, ¿cómo hacen los radiotelescopios para ver el Universo? o ¿qué sabemos realmente del monstruo supermasivo que habita el corazón de la Vía Láctea?
Enlaces
- Página Web del Event Horizon Telescope
- Página Web del GMVA
- Más sobre ALMA
- Más sobre las actualizaciones de ALMA
- Averigua más cosas sobre las capacidades del VLBI (Interferometría de base muy larga) de ALMA
- Conecta con las redes sociales de ESO para conocer las novedades más excitantes de este ambicioso proyecto.