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¿Qué es un agujero negro supermasivo y cómo lograron fotografiarlo?

Fotografiar un agujero negro supermasivo ha sido el anhelo de muchos astrónomos.Y qué decir de nosotros, sobretodo aquellos que en cierto modo gustamos de la ciencia ficción y que en muchas películas nos retrataron la forma de cómo serían estos mega objetos cósmicos. Luego de muchos años de esfuerzos, gracias a la unión de muchos astrónomos (EHT), radios telescopios, e Inteligencia Artificial, han logrado obtener por primera vez la imagen de un agujero negro.

La foto que ocupa la portada de muchos medios científicos a muchos puede que nos haya dejado con un gusto algo así:

¡Por esa foto tanto ruido!, ¡No es lo que imaginaba!; ¡Se parece al ojo de Sauron! (referencial Señor de los Anillos); ¡Parece un anillo de fuego!

En contraparte, también están aquellos que saben un poco más del tema y han quedado atónitos con la imagen y con el nivel de recursos que se debió usar: 8 radiotelescopios distribuidos en todo el planeta; toneladas de datos almacenadas en múltiples discos duros –que por su volumen debieron ser trasladados en avión a Boston y Bomm para su análisis– y un costo final aproximado de 50 millones de dólares.

Por otro lado están aquellos que se preguntan todo:

¿Cómo sacaron esa foto?, ¿Qué telescopio se usó para ello? ¿Qué son los agujeros negros supermasivos? ¿Qué es la singularidad? ¿Cuál es el punto de no retorno? ¿Cuál es el horizonte de sucesos? ¿Qué significa que la foto muestre el disco de acreción?

Estas y otras preguntas son las que intentaremos responder en este artículo.

¿Qué es un agujero Negro? ¿Cómo sabemos que están ahí?

El cosmólogo Andrew Pontzen lo identifica como un anhelo de físicos y astrónomos desde hace varias décadas. Es algo que prácticamente no se conocía más que en modelaciones:

Nadie sabe mucho sobre los agujeros negros, por eso son tan fantásticos. No sólo no los entendemos bien sino que lo poco que entendemos expone los fenómenos más extraños de la física.

El agujero negro lleva su nombre porque ni la luz escapa de él. Esto ocurre porque la zona negra tiene una masa tan densa que genera una fuerza de gravedad tan poderosa que ni la luz, con su velocidad de casi 300 mil km/s, puede salir de ahí.

La primera teoría de los agujeros negros nació por allá en 1783, de la mano del Profesor Jonh Michell en un artículo publicado en la Philosophical Transactions of the Royal Society of London, en la que establecía:

Si una estrella era suficientemente masiva y compacta, entonces su campo gravitatorio sería tan grande que la luz no podría escapar.

Más adelante, en 1915, en la Teoría General de la Relatividad se especifica un mecanismo de cómo la gravedad afecta a la luz. A partir de las intrincadas fórmulas matemáticas de Einstein, el físico astrónomo alemán Karl Schwatzchild las resolvió y determinó cuán grande debía ser la masa para que su gravedad impida que la luz salga.

Hoy en día hay evidencia de cómo suena la fusión de dos hoyos negros, y sabemos también que pueden crear materia. Además, de acuerdo a las múltiples observaciones astronómicas, sabemos que estos entes cósmicos se comportan como se espera, es decir, el movimiento de estrellas y nubes de gases en torno a ellos es consecuente con los efectos de una súper fuerza de gravedad.

¿Cómo nacen los agujeros negros?

Los agujeros negros son el resultado final del ciclo de vida de una estrella supermasiva.

En las imágenes anteriores puedes observar que los tres tipos de estrellas parten de nubolosa o nube de gas cósmico que dará origen a una protoestrella. Dependiendo de la cantidad de masa de la estrella pueden resultar las estrellas de baja –llamadas enanas rojas–, las estrellas medianas y las supermasivas que al final de su vida podrían dar origen a una hoyo negro.

La estrella masiva una vez que agota el hidrógeno presente en su núcleo se transformará en una Súper Gigante Roja, la que aumentará su tamaño hasta que explota dejando lo que se conoce como Super Nova. Finalmente los restos de la estrella se comenzarán a comprimir por efecto de la gravedad de la gran cantidad de masa que la rodea pudiendo generar una estrellas de neutrones o un hoyo negro.

¿Cuáles son las partes de un agujero negro?

En la siguiente figura puedes ver las principales partes del agujero negro. Lo que se conoce como singularidad es el núcleo donde se encuentra la materia concentrada de densidad prácticamente infinita, descrita por las ecuaciones de Einstein en la Teoría General de la Relatividad.

El horizonte de eventos o también conocido como horizonte de sucesos es lo que vulgarmente se conoce como zona de sin retorno (o parte negra). Técnicamente corresponde a la zona en torno a la singularidad donde la gravedad es capaz de impedir que la luz escape.

Las altas temperaturas en torno al agujero genera plasma que emite chorros de fotones. Estos fotones son los que generan el disco de acreción, y son los que generan una esfera en torno al horizonte de sucesos, esta esfera se llama esfera de fotones.

Los chorros relativistas, también llamados eructos de los agujeros negros, son chorros de partículas y radiaciones que se disparan desde los polos del agujero.

El disco de acreción corresponde al polvo y gases que giran en torno al agujero a velocidades muy grandes, produciendo radiaciones de rayos X, infraroja y de radio. La zona de acreción es tan calurosa que produce millones de grados de temperatura y la velocidad con que gira el polvo y los gases estelares es muy cercana a la de la luz.

El Agujero Negro Supermasivo

El agujero negro supermasivo es un hoyo negro con un densidad de masa brutal cuyo orden de magnitud es de millones o decenas de miles de millones de veces la masa de un sol.

Muchos físicos y astronomos estiman que la mayoría de las galaxias con forma de espiral y con formas elípticas es posible que tengan un agujero negro supermasivo en su centro. En el caso de la vía láctea, el agujero negro en su centro se llama Sagitario A o SgrA* y fue descubierto en 1974 por los astrónomos Bruce Balick y Robert Brown del National Radio Astronomy Observatory.

En 2004 se descubrió que el centro de la Vía Láctea estaba formada por varios agujeros negros que se absorbían entre ellos. La evidencia detectada fue que el agujero GCIR13E era atraído por Sagitario A*

Los siguientes videos son una representación e interpretación artística de los agujeros negros supermasivos, desarrollados por ALMA.

El EHT

El Event Horizont Telescope o también conocido por sus siglas, el EHT, es la agrupación multinacional que logró fotografiar el primer agujero negro supermasivo. El EHT está compuesto por 207 miembros que representan a 58 instituciones de 18 países diferentes, en el que observatorio chileno ALMA jugó un papel fundamental.

Los institutos que conforman el EHT son:

  • Instituto de Astronomía y Astrofísica de Academia Sinica Universidad de Arizona
  • Universidad de Chicago
  • Observatorio de Asia Oriental
  • Goethe-Universitaet Frankfurt
  • Instituto de Radioastronomía Milimétrica, Gran Telescopio Milimétrico
  • Instituto Max Planck de Radioastronomía
  • Observatorio Haystack MIT
  • Observatorio Astronómico Nacional de Japón
  • Instituto Perimetral de Física Teórica
  • Universidad de Radboud
  • Observatorio Astrofísico Smithsonian

El EHT se creó con la idea de estudiar los agujeros negros, cuyos principios son: obtener imagen del agujero negro, con esta fotografía probar la Teoría General de la Relatividad de Einstein y finalmente entender lo que ocurre en torno a elllos.

Desde el punto de vista instrumental, el EHT está compuesto por una red de al menos ocho radiotelescopios terrestres a nivel mundial:

  • ALMA, APEX,
  • el Telescopio IRAM de 30 metros
  • el Observatorio IRAM NOEMA
  • el Telescopio James Clerk Maxwell (JCMT)
  • el Telescopio Milimétrico Grande Alfonso Serrano (LMT)
  • el Conjunto de Submilimétrico (SMA)
  • el Telescopio de Submilimétrico (SMT)
  • el Telescopio del Polo Sur (SPT)
  • el Telescopio Kitt Peak
  • el Telescopio de Groenlandia (GLT)

La Galaxia M87 (Messier 87)

La galaxia de nuestro protagonista fue descubierta por Charles Messier en 1781, pero no fue considerada como tal hasta el siglo XX.

La M87 es una galaxia elíptica ubicada a unos 55 millones de años luz de la Tierra, tiene el doble de masa de toda nuestra galaxia y, a su vez, posiblemente contiene más de diez veces el número de estrellas que la Vía Láctea. Son tal sus dimensiones que está catalogada como una de las más grandes del universo.

Algunos científicos creen que su gran tamaño se debe a que ha absorbido muchas galaxias vecinas. Eso se puede demostrar porque contiene alrededor de 12 mil cúmulos. Como referencia, nuestra galaxia con suerte llega a doscientas.

El EHT escogió esta galaxia para observarlo debido a dos razones:

1. Los agujeros negros más masivos son también más grandes en diámetro, el agujero negro central de M87 presentaba un objetivo inusualmente grande, lo que significa que se podría obtener imágenes más fácilmente que los agujeros negros más pequeños que se encuentran más cerca.
2. La otra razón para elegirlo fue claramente más terrenal. M87 aparece bastante cerca del ecuador celeste cuando se ve desde nuestro planeta, haciéndolo visible en la mayor parte de los hemisferios norte y sur. Esto maximizó el número de telescopios en el EHT que podían observarlo, aumentando la resolución de la imagen final.

El primer agujero negro fotografiado

El agujero negro supermasivo fotografiado corresponde al centro de la galaxia M87 en la Constelación de Virgo. Tiene un diámetro de 40 mil millones de kilómetros (su tamaño es mayor que el sistema solar o 3 millones de veces el diámetro terrestre).

Si bien son objetos muy grandes, las grandes distancias que nos separan de ellos hace que el desafío de obtener esta imagen sea comparable con intentar mirar una naranja en la Luna desde la Tierra. De hecho este fue el ejemplo que manifestó el director del EHT, Sheperd Doeleman.

Para poder lograr este objetivo era necesario un telescopio de altísima resolución. Dado que no existe uno de tales capacidades, la única opción era sumar radiotelescopios en diferentes puntos de la Tierra de manera que funcionen como uno, basado en una técnica llamada Interferometría de muy larga base (Very Long Baseline Interferometry).

Imagen simulada de un agujero negro de acreción. El horizonte de eventos está en el
centro de la imagen, y la sombra se puede ver con un disco de acreción giratorio que lo
rodea.

El siguiente video puedes ver un zoom hacia el corazón de la galaxia M87.

¿Qué es lo que vemos en la foto?

Al mirar la foto y ver la partes de un hoyo negro, pensaremos inmediatamente que el círculo negro corresponde al horizonte de suceso (zona donde la luz no capaz de escapar), y la corona amarilla sería el disco de acreción, lugar donde se concentra la materia y gases que alimentan que lo alimentan.

Posible primera interpretación de las partes del agujero negro de la Galaxia M87

Si tu primera impresión de la fotografía fue más allá de un ojo de gato o el ojo de Sauron e identificaste lo que se ve en la imagen anterior, te cuento que estás cerca, pero no es del todo cierto. Veamos el porqué.

Se estima que el horizonte de sucesos es perfectamente circular cuyo radio es conocido como el radio de Schwarzchild (rs). Por otro lado, el disco de acreción, en sí, no llega hasta no llegas hasta el horizonte de sucesos, esto se debe a que la órbita más interior del disco es más estable, por simplicidad podemos asumir que la materia prácticamente no gira. El tamaño hasta la órbita interior de la zona de acreción es de 3 radios de Schwarzchild (3rs). Es decir, tendríamos la siguiente situación:

Se nos está olvidando algo, la capa más cercana al horizonte de sucesos es la esfera de fotones súper calientes, situación que tampoco distinguimos en la foto de la primera impresión. En esta capa los fotones pueden alimentar al agujero o simplemente escapar al infinito. La esfera de fotones tiene un tamaño cercano al 1.5 veces el radio de Schwarzchild (1.5rs)

Hasta el momento podemos ver que en la foto que nos mostraron los astrónomos no se aprecia las distancias que teóricamente deberían presentarse: Horizonte de eventos separado de la órbita de disco de acreción y la esfera de fotones. Así como las órbitas perfectamente circulares.

Partamos por explicar porqué no se ven situaciones perfectamente circulares. Esto se de debe a que siempre nos imaginamos que los haces de luz inciden de manera paralela, esto solo es una simplicidad que se realiza para un mejor entendimiento, sin embargo, lo que finalmente ocurre es que la luz llega de todos lados.

Sigamos con el modelo de haces de luz paralelos. Según la distancia a la que incidan sobre la zona negro (horizonte de sucesos), la luz tendería a curvarse hacia el centro del agujero negro (hacia la singularidad). Veamos un esquema (obtenido de este video):

El circulo blanco representa la frontera del horizonte de sucesos, las líneas amarillas en paralelo los haces de luz. En la figura 1, tienes incidencia directa de los haces de luz sobre el horizonte, debido a la gravedad no salen por el otro lado. En la parte 2, verás que los haces de luz superiores tienden a curvarse hacia el horizonte de sucesos, eso se debe a que la gravedad continúa actuando generando la curvatura de la luz.

En la figuras 3 y 4, aparece un nuevo círculo de color gris, que representa a la esfera de fotones. En (3) aprecias que la gravedad sigue afectando más allá de la esfera de fotones, generando que los haces de luz sean atraídos hacia la singularidad. En (4) finalmente el has de luz que está a una distancia de de 2.6 veces el radio de Schwarzchild (2.6rs) logra escapar del agujero negro, no obstante este sigue generando efecto sobre él haciendo que la luz gire en torno a la esfera de fotones una vez, y luego salir disparada al infinito gracias a la velocidad de escape generada por la gravedad.

Finalmente tenemos que todos los haces de luz que se encuentre a una distancia menor que 2.6 el veces el radio de Schwarzchild (2.6rs), serán atraídos hacia la singularidad. Sobre ese valor, los haces se curvarán peros podrán escapar al infinito.

Por ende. lo que realmente detectan los radiotelescopios son las haces de luz que escapan del agujero. En consecuencia deberíamos observar un círculo negro cuyo radio es de 2.6rs el horizonte de sucesos.

Y comparado con la foto tenemos:

Los más inquisitivos podrían preguntarse qué ocurre con los haces que actúan en otros planos, pues bien eso es harina de otro costal, que lo puedes revisar en el siguiente video, que también es de dónde nos basamos para explicar lo que vemos en la foto.

¿Cómo sacaron la foto?

Como ya te contamos la foto se logró con información reunida a través de 8 diferentes radiotelescopios que luego fue procesada en Boston y Bonn mediante un Súpercomputador llamado Correlacionador el cual utilizó “inteligencia artificial”, para procesar toda la información.

Para esto fue necesario primero coordinar los telescopios con relojes atómicos y aplicar un técnica llamada Very Long Baseline Interferometry para que se comportaran como si fueran uno.

Los radiotelescopios

Son equipos que tienen una antena parabólica y un receptor. Si te acuerdas del colegio, la parábola tiene una geometría especial que permite enviar toda la señal que choque en ella hacia un solo punto llamado foco. Cuando mayor es la parábola del telescopio, mayor es la información que puede recibir, y consecuentemente aumentar el grado de detalle de las imágenes finales.

Radiotelescopios parabólicos de ALMA

Por lo general los radiotelescopios apuntan por horas a un mismo lugar, para recepcionar mayor información que es enviada a los receptores por su parte detectan y amplifican las ondas de radio que se desean estudiar, son llevadas a formato analógico y luego a digital para ser tratadas por una computadora.

Dado que por temas estructurales y económicos no es es viable construir estructuras más grande que el radiotelescopio FAST, es que nace la técnica de la Interferometría que puede reunir varias equipos trabajando como uno solo.

Mientras mayor sea la distancia entre los radiotelescopios, mayor será la resolución de las imágenes finales, ya que pueden captar una zona más amplia de ondas de radio.

Distribución de los radiotelescopios en ALMA.

ALMA tiene separadas sus unidades en hasta 16km y gracias a la Interferometría es capaz de trabajar como una sola unidad llamada Interferómetro. Éste tendrá mayor resolución mientras más separados estén entre sí los radiotelescopios.. Por tanto, podemos aplicar el mismo concepto llevado a una escala global con todos los radiotelescopios que forman parte del EHT.

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

Si quieres profundizar sobre cómo funcionan los radios telescopios, te invito a leer el artículo Nº4 del blog de la ESO.

La coordinación de los radiotelescopios

Este es un punto fundamental de todo el proceso. Para esto es necesario que cada telescopio posea un reloj atómico que registre adecuadamente la hora y la fecha de la data de las señales de radio observadas.

Uno de los factores que juega en contra de la coordinación es el vapor de agua que está en la atmósfera. Cuando las ondas electromagnéticas pasan por ella, esta absorbe parte de las ondas, generando leve cambio de dirección de las ondas (refracción). Este fenómeno se intenta evitar ubicando los equipos en zonas muy altas, como es el caso de ALMA en Chile.

El cambio de dirección que produce el vapor de agua genera un retardo de la llegada de las ondas a cada telescopio, sumado a esto los varios cientos de kilómetros entre las ubicaciones de los telescopios. Es por esto que esta variable debe ser controlada adecuadamente por el EHT.

Interferometría de muy larga base (Very Long Baseline Interferometry).

El siguiente poster proporcionado por ALMA explica los principales conceptos de la técnica de la Interferometría.

Puedes revivir la transmisión del anunció en el siguiente video:


Fuente ALMA, ESA & EHT
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