El telescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST) acaba de terminar su construcción en la provincia suroeste de Guizhou. Crédito:RÁPIDO
Cuando los astrónomos hablan de un telescopio óptico, a menudo mencionan el tamaño de su espejo. Eso es porque cuanto más grande es tu espejo, más nítida puede ser tu vista de los cielos. Se conoce como poder resolutivo, y se debe a una propiedad de la luz conocida como difracción. Cuando la luz pasa por una abertura, como la apertura del telescopio, tenderá a extenderse o difractarse. Cuanto menor sea la abertura, cuanto más se difunde la luz, haciendo que tu imagen sea más borrosa. Esta es la razón por la que los telescopios más grandes pueden capturar una imagen más nítida que los más pequeños.
La difracción no solo depende del tamaño de su telescopio, también depende de la longitud de onda de la luz que observe. Cuanto mayor sea la longitud de onda, más luz difracta para un tamaño de apertura dado. La longitud de onda de la luz visible es muy pequeña, menos de una millonésima de metro de longitud. Pero la luz de radio tiene una longitud de onda mil veces mayor. Si desea capturar imágenes tan nítidas como las de los telescopios ópticos, necesita un radiotelescopio que sea mil veces más grande que uno óptico. Afortunadamente, podemos construir radiotelescopios de este tamaño gracias a una técnica conocida como interferometría.
Para construir un radiotelescopio de alta resolución, no se puede simplemente construir una antena parabólica enorme. Necesitaría un plato de más de 10 kilómetros de diámetro. Incluso el plato de radio más grande, Telescopio FAST de China, Tiene solo 500 metros de ancho. Entonces, en lugar de construir un solo plato grande, construyes docenas o cientos de platos más pequeños que pueden funcionar juntos. Es un poco como usar solo partes de un gran espejo en lugar de todo. Si hizo esto con un telescopio óptico, tu imagen no sería tan brillante, pero sería casi tan nítido.
La luz de un objeto distante incide en una antena antes que en otra. Crédito:ESO
Pero no es tan simple como construir muchas antenas pequeñas. Con un solo telescopio, la luz de un objeto distante entra en el telescopio y el espejo o lente la enfoca en un detector. La luz que salió del objeto al mismo tiempo llega al detector al mismo tiempo, para que tu imagen esté sincronizada. Cuando tienes una gran variedad de antenas parabólicas, cada uno con su propio detector, la luz de su objeto llegará a algunos detectores de antena antes que a otros. Si solo combinara todos sus datos, tendría un lío desordenado. Aquí es donde entra la interferometría.
Cada antena de la matriz observa el mismo objeto, y al hacerlo, cada uno marca el momento de la observación con mucha precisión. De esta manera, tiene decenas o cientos de flujos de datos, cada uno con marcas de tiempo únicas. De las marcas de tiempo, puede volver a sincronizar todos los datos. Si sabe que el plato B obtiene 2 microsegundos después del plato A, sabe que la señal B debe desplazarse hacia adelante 2 microsegundos para que esté sincronizada.
La computadora correlatora del Observatorio ALMA. Crédito:ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), S. Argandoña
Las matemáticas para esto se vuelven realmente complicadas. Para que funcione la interferometría, tienes que conocer la diferencia de tiempo entre cada par de antenas. Para 5 platos son 15 pares. Pero el VLA tiene 26 platos activos o 325 pares. ALMA tiene 66 platos, lo que hace 2, 145 pares. No solo eso, a medida que la Tierra gira, la dirección de su objeto cambia en relación con las antenas, lo que significa que el tiempo entre las señales cambia a medida que realiza las observaciones. Tienes que realizar un seguimiento de todo para correlacionar las señales. Esto se hace con una supercomputadora especializada conocida como correlacionador. Está diseñado específicamente para realizar este cálculo. Es el correlacionador que permite que docenas de antenas actúen como un solo telescopio.
El Event Horizon Telescope (EHT), una matriz a escala planetaria de ocho radiotelescopios terrestres forjados a través de la colaboración internacional, fue diseñado para capturar imágenes de un agujero negro. En conferencias de prensa coordinadas en todo el mundo, Los investigadores de EHT revelaron que tuvieron éxito, revelando la primera evidencia visual directa del agujero negro supermasivo en el centro de Messier 87 y su sombra. La sombra de un agujero negro que se ve aquí es lo más cercano que podemos llegar a una imagen del agujero negro en sí, un objeto completamente oscuro del que la luz no puede escapar. El límite del agujero negro, el horizonte de eventos del que toma su nombre el EHT, es aproximadamente 2,5 veces más pequeño que la sombra que proyecta y mide poco menos de 40 mil millones de kilómetros de ancho. Si bien esto puede parecer grande, este anillo tiene sólo unos 40 microsegundos de arco de ancho, lo que equivale a medir la longitud de una tarjeta de crédito en la superficie de la Luna. Aunque los telescopios que componen el EHT no están conectados físicamente, son capaces de sincronizar sus datos registrados con relojes atómicos (máseres de hidrógeno) que cronometran con precisión sus observaciones. Estas observaciones se recopilaron a una longitud de onda de 1,3 mm durante una campaña global de 2017. Cada telescopio del EHT produjo enormes cantidades de datos, aproximadamente 350 terabytes por día, que se almacenaron en discos duros llenos de helio de alto rendimiento. Estos datos se enviaron a supercomputadoras altamente especializadas, conocidas como correlacionadores, en el Instituto Max Planck de Radioastronomía y el Observatorio MIT Haystack para ser combinados. Luego se convirtieron minuciosamente en una imagen utilizando novedosas herramientas computacionales desarrolladas por la colaboración. Crédito:Event Horizon Telescope Collaboration
Se han necesitado décadas para perfeccionar y mejorar la interferometría de radio, pero se ha convertido en una herramienta común para la radioastronomía. Desde la inauguración del VLA en 1980 hasta la primera luz de ALMA en 2013, la interferometría nos ha proporcionado imágenes de una resolución extraordinariamente alta. La técnica es ahora tan poderosa que se puede utilizar para conectar telescopios en todo el mundo.
En 2009, Los observatorios de radio de todo el mundo acordaron trabajar juntos en un proyecto ambicioso. Utilizaron interferometría para combinar sus telescopios para crear un telescopio virtual tan grande como un planeta. Es conocido como el Event Horizon Telescope, y en 2019, nos dio nuestra primera imagen de un agujero negro.
Con trabajo en equipo e interferometría, ahora podemos estudiar uno de los objetos más misteriosos y extremos del universo.
