Funcionamiento de radiotelescopios para detectar agujeros negros supermasivos.

¿Cómo funcionan los radiotelescopios?

Esta vista panorámica del llano de Chajnantor muestra algunas de las 66 antenas del Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array. (ALMA). Créditos: ESO/B. Tafreshi.

¿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 ¡1/10.000ª 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 el primer púlsar 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.

Vista del centro de nuestra galaxia con un acercamiento al objeto conocido como Sagitario A*, la intensa fuente de radio corresponde la agujero negro supermasivo.
Crédito: NRAO/AUI/NSF

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.

El FAST de China.

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.

Vista aérea del llano de Chajnantor, ubicado a 5.000 metros por encima del nivel del mar en los Andes chilenos donde se encuentra las antenas de ALMA. Créditos: Clem & Adri Bacri-Normier./ESO.

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 sus siglas 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.

Publicado en ESO el 23 de mayo del 2.017