Interferometría

Cuando incluso el telescopio más grande del mundo es demasiado pequeño, la interferometría puede ir más allá

Cuando hablamos del tamaño de un telescopio óptico, como los que se encuentran en el Observatorio Paranal de ESO, realmente nos estamos refiriendo al diámetro de su espejo primario. Cuanto mayor sea el diámetro del espejo, más alta será su resolución, es decir, mejor será su capacidad para distinguir detalles finos. La atmósfera degrada esta capacidad, pero la óptica adaptativa puede compensar parcialmente este efecto. Sin embargo, incluso con los telescopios más grandes disponibles en la actualidad, muchos objetos astronómicos siguen pareciendo un pequeño punto en el espacio. Por ejemplo, para ver detalles en la superficie de una de nuestras estrellas vecinas, necesitaríamos un telescopio con un espejo de ¡más de 1,5 kilómetros de diámetro!

Construir espejos más grandes que unos pocos metros de diámetro es costoso y difícil, ya que el propio peso del espejo hace que se deforme debido a los efectos de la gravedad. El uso de un sistema de óptica activa bajo el espejo para controlar y compensar las flexiones, ha implicado que los diseñadores de telescopios han podido dar el salto de los telescopios de clase 4 metros, como el NTT, a la actual generación de telescopios ópticos de 8 a 10, como el VLT. Utilizando espejos segmentados, el límite de tamaño se puede ampliar hasta unas decenas de metros. El ELT tendrá un espejo de 39 metros de diámetro. Sin embargo, ¡sigue siendo demasiado pequeño para ver los detalles de la superficie de una estrella aunque sea cercana!

Para la radioastronomía, los detalles finos son aún más difíciles de resolver. En un diámetro equivalente, un radiotelescopio tiene una resolución 1000 veces peor que un telescopio en luz visible, simplemente porque las ondas de radio, como las observadas por ALMA, son mucho más largas (de alrededor de 1 milímetro) que las observadas por los telescopios ópticos, que tienen longitudes de onda de alrededor de una milésima de milímetro (o 1 micrómetro). Cuanto mayor sea la longitud de onda, menor y peor será la resolución que se puede obtener. Para tener las mismas características que el VLT, se necesitaría una antena de radio única con un diámetro de varios kilómetros.

El ansia de los astrónomos por tener mayor resolución condujo a la aplicación de una nueva tecnología llamada interferometría, utilizada primero en longitudes de onda de radio para observar el Sol en 1946.

 


Vista de la plataforma de Paranal con tres de las líneas de base utilizadas para las observaciones del VLTI, resaltadas en rojo. Crédito: ESO


La luz recogida por tres telescopios auxiliares del VLT y combinada con la técnica de interferometría, proporciona a los astrónomos una visión tan nítida como la de un telescopio gigante con un diámetro igual a la separación más grande entre los telescopios utilizados. Crédito: ESO

 

Por tanto, ¿cómo funciona la interferometría? Un interferómetro combina la luz de dos o más telescopios, permitiendo a los astrónomos escoger los detalles de un objeto que está siendo observado, usando espejos o antenas que miden cientos de metros de diámetro. La distancia entre dos telescopios, también conocida como separación, forma una línea de base, que es efectivamente el diámetro del telescopio "virtual" creado por la interferometría. Cuando se utiliza la luz de varios telescopios las separaciones entre cada par de telescopios constituye una línea de base diferente, y el diámetro efectivo del telescopio corresponde a la mayor separación de la matriz. Cuantas más líneas de base se utilicen, más información obtenemos sobre un objeto, ya que cada línea de base distinta revela una pieza diferente del rompecabezas de información que compone una imagen completa. Podemos pensar en términos musicales: si la imagen de un objeto astronómico representa la canción completa, entonces cada línea de base representa las notas individuales que componen la pieza. Cuantas más líneas de base tengamos, más notas obtenemos, y más completa será nuestra versión de la canción.

Además, como la Tierra rota, la orientación de las diferentes líneas de base con respecto al objeto observado cambia, dando como resultado la adquisición de más información. Así que cuantos más telescopios utilicemos, más líneas de base y más información tendremos. Es el caso tanto de la interferometría en el óptico como en ondas de radio.

La combinación de las cuatro Unidades de Telescopio (UTs) del VLT nos da seis líneas de base. Esta es la razón de la extraña disposición de los telescopios en la plataforma: las longitudes y orientaciones de las seis líneas de base son diferentes. En principio, las UTs pueden obtener una resolución equivalente a un telescopio de 130 metros de diámetro, que corresponde a su mayor línea de base disponible. El interferómetro VLT (VLTI) también pueden hacer uso de cuatro Telescopios Auxiliares (ATs) de 1,8 metros que se pueden mover a lo largo de la plataforma para obtener más información acerca del objeto. Con los ATs, el VLTI puede ir incluso más allá, con una resolución máxima equivalente a la de un telescopio de 200 metros de diámetro y un número mucho mayor de posibles líneas de base. Se trata de una mejora de hasta 25 veces en la resolución de una sola Unidad de Telescopio del VLT.

El VLTI permite a los astrónomos estudiar objetos celestes con un detalle sin precedentes. Es posible ver detalles de las superficies de las estrellas e, incluso, estudiar el entorno cercano a un agujero negro. El VLTI ha permitido a los astrónomos obtener una de las imágenes más nítidas de una estrella, con una resolución espacial de 4 milisegundos de arco. Esto equivaldría a detectar la cabeza de un tornillo ¡a una distancia de 300 kilómetros!

 


Conjunto ALMA desde el aire. Crédito: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO


Luces brillando sobre el correlacionador de ALMA. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña

 

En radiointerferometría, ALMA lidera su propia revolución. Con la posibilidad de combinar hasta 66 antenas con 1225 líneas de base y una distancia máxima entre las antenas de 16 kilómetros... ¡Bueno, hagan las cuentas! ALMA tiene la mayor resolución disponible para cualquier radioastrónomo, hasta diez veces mejor que la lograda por el Telescopio Espacial Hubble de NASA/ESA.

Cada telescopio en interferometría observa el mismo objeto astronómico, y cada uno recoge parte de la luz que emite. Sin embargo, la interferometría sólo funciona si la luz recibida por cada telescopio se combina con éxito. Volviendo a nuestra analogía musical, debemos recoger las notas musicales individuales y combinarlas con el fin de obtener la canción completa. Sin embargo, debido a cómo viajan las ondas de luz desde el objeto a través del espacio y a través de la atmósfera de la Tierra, llegan a cada telescopio en momentos ligeramente diferentes. Así que cuando se combinan los haces, cada interferómetro necesita un sistema para compensar estas pequeñas diferencias de tiempo para asegurar que los haces de luz alcanzan el detector a la vez. En el caso de ALMA, las ondas de radio se combinan electrónicamente dentro de la poderosa computadora llamada correlacionador. Las longitudes de onda más largas son más fáciles de combinar, y esa es la razón por la que la interferometría de radio se ha desarrollado mucho antes que la óptica.

Las longitudes de onda más cortas, como las que observa el VLT, son una historia completamente diferente. Incluso supercomputadores como el correlacionador de ALMA simplemente no son capaces de alcanzar el nivel de precisión necesario para combinar con éxito señales en el rango infrarrojo. Llevó décadas desarrollar un sistema fiable para interferometría infrarroja, como el utilizado en el VLTI. En lugar de un superordenador, la interferometría óptica/infrarroja utiliza un sistema de túneles subterráneos, conocidos como líneas de demora. Estas líneas de demora añaden un poco más de distancia en los caminos recorridos por las ondas que llegan más temprano, añadiendo retrasos de tiempo compensatorio que aseguren que todas las ondas de luz del objeto pueden combinarse correctamente. Esto se logra mediante un sistema de varios vagones con espejos que pueden moverse a lo largo de unos railes que tienen la misma longitud que la línea de base máxima. Colocando cuidadosamente estos vagones, las señales entrantes pueden afinarse, entrando en el instrumento con una asombrosa precisión de 1/1000 mm.

 


Vista aérea del VLTI con los túneles superpuestos. Crédito: ESO


Juan Pablo Henríquez, un técnico mecánico, ajustando las líneas de demora del VLTI (interferómetro del VLT). Crédito: ESO/Max Alexander

 

Así que ¿qué aspecto tiene la luz combinada? No resulta muy atractiva, la verdad. Imaginemos un estanque perfectamente en calma al que lanzamos dos piedras, una en cada lado. Cada guijarro produce un sistema de expansión de ondas circular, y en algún momento los dos conjuntos de ondas comenzarán a superponerse. Donde dos crestas o dos depresiones de las ondas, la altura de la onda se duplica. Sin embargo, si la cresta de una onda se encuentra con la depresión de otra, se anulan mutuamente. Si cambiamos el agua por luz (una onda electromagnética), la interacción de los dos conjuntos de ondas se conoce como interferencia.

 


En esta imagen el astrónomo francés de ESO, Jean-Baptiste Le Bouquin, está demostrando cómo las ondas (no las ondas de luz, sino las ondas de agua) pueden combinarse o interferirse para crear olas más grandes. Crédito: ESO/M. Alexander


Imagen de ALMA de los discos protoplanetarios alrededor de HL Tauri. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

 

Un patrón de interferencia de este tipo es similar al patrón de bandas claras y oscuras (conocido como franjas de interferencia) que puede verse al hacer un experimento de doble rendija. La separación y el contraste de las franjas depende del tamaño y la forma del objeto observado. Además, el patrón de interferencia se puede observar en diferentes longitudes de onda (colores), o incluso en un rango de longitud de onda entera, como con espectroscopia.

En los primeros días de la interferometría, el número limitado de líneas de base revelaba sólo si el objeto era una sola fuente, una fuente doble o dobles extendidas, pero una imagen real era impensable. Ahora, el uso de interferómetros sofisticados como ALMA, junto con una dosis de matemáticas, hace que los astrónomos puedan producir una imagen casi tan detallada como la obtenida con un único espejo de cientos de metros de diámetro o una antena gigante varios kilómetros de ancha. Pensando otra vez en las notas de una pieza musical, se podría decir que, verdaderamente, la interferometría está revelando la armonía del universo.

Hitos científicos en interferometría

  • MIDI resuelve la estrella WOH G64 con nitidez y descubre que no es tan grande como se pensaba (eso0815)
  • VLTI detecta luz exozodiacal utilizando PIONIER (eso1435)
  • Una revolucionaria imagen de ALMA revela una génesis planetaria (eso1436)
  • El VLTI encuentra polvo en lugares inesperados por encima y por debajo del plano del disco que rodea el agujero negro supermasivo de una galaxia activa (eso1327).
  • El VLTI detecta a una compañera muy pequeña en el disco protoplanetario que rodea a la estrella T Cha (eso1106)

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