Después de dos años analizando los datos, la colaboración Event Horizont Telescope hace público sus resultados y da a conocer la primera imagen de un agujero negro, el agujero negro de la galaxia M87.
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Por primera vez la humanidad puede ver un agujero negro: el agujero negro supermasivo de la galaxia M87. En realidad se trata de la sombra de ese agujero negro rodeado por la luz distorsionada procedente del disco de acreción formado por la materia que cae en él.
Un agujero negro no es algo sólido, sino que es una especie de embudo en el propio espacio. Hay una frontera, una esfera que rodea al agujero negro que es el punto de no retorno. Es el horizonte de sucesos o event horizon en inglés.
El radio que marca el horizonte se asocia al radio de Schwarzschild, que debe ser uno de los apellidos con menor proporción de vocales del mundo. Pero para formar un agujero negro hay que comprimir, y mucho, una masa. De este modo, la gravedad podrá formar ese agujero negro al no haber ya nada que lo impida.
El radio de Schwarzschild de un agujero negro con una masa de un kilo es menor que un átomo, así que, incluso aunque no se evaporara, no podría tragarse ni los átomos. Si comprimiéramos la masa de la Tierra hasta conseguir un agujero negro, este tendría un radio de Schwarzschild similar al de un cacahuete. Si hiciéramos lo mismo con el Sol, su radio de Schwarzschild sería similar al de una pequeña ciudad.
Es decir, los agujeros negros son muy pequeños y para conseguir tamaños apreciables se necesitan masas increíblemente enormes que hay que comprimir hasta lo inimaginable. Quien tenga curiosidad sobre algunos ejemplos más puede ver este video [1].
Esta es la razón por la que hasta ahora no habíamos visto un agujero negro. Dadas las distancias astronómicas de, como mínimo, años luz de distancia, un agujero estelar es básicamente un punto matemático para cualquier telescopio que tengamos al poseer un tamaño de unos pocos kilómetros.
Ahora recordemos de qué depende la resolución de un telescopio. Medida esta resolución angular en segundos de arco es igual a 0,25 veces la longitud de onda en micras partido por el diámetro del espejo primario en metros:
θ= 0,25 λ/d
Por consiguiente, cuanto mayor es este diámetro, mejor es la resolución al ser esta menor. Esta es una de las razones por la que se construyen telescopios cada vez más grandes, además del mayor poder colector de luz.
Un truco es conectar ópticamente dos o más telescopios [2] que estén separados unos metros de tal modo que la resolución será igual a la distancia entre los dos telescopios. Esta conexión se debe hacer con una precisión equivalente a la longitud de onda de la luz con la que se observa si se desea que funcione. Además, en todo esto estamos despreciado el efecto de la atmósfera terrestre, condición que sólo se da en el espacio. Para que algún día podamos ver exoplanetas orbitando estrellas en la zona de habitabilidad se necesitarán sistema de este tipo.
En conclusión, no podemos ver ningún agujero negro cercano y las pruebas que tenemos de ellos son indirectas a través de los fenómenos muy energéticos que los rodean, principalmente emisiones de rayos X del disco de acreción que los rodea.
Así que un consorcio internacional se planteó ver agujeros negros más grande, como el agujero negro supermasivo del centro de nuestra galaxia, el de Sagitario A*, que es el agujero negro con el tamaño aparente más grande conocido, pero que lo vemos con sólo de 11 microsegundos de arco. También se plantearon hacer lo mismo con el agujero negro de M87 que es todavía mayor y que, pese a estar más lejos (a 53 millones de años luz de nosotros), sería quizás visible.
De hecho, un agujero negro en sí, no se puede ver, en todo caso se ve su «sombra» y el disco de gas caliente que forma el disco de acreción que está por fuera y que emite todo tipo de radiación, incluyendo ondas de radio. Pero cualquier imagen de este fenómeno es contraintuitiva, porque la luz sigue el propio espacio curvado por el agujero negro. La luz sigue caminos curvos cerca de un agujero negro, incluso de ida y vuelta.
El borde interior de la materia del disco de acreción, de este plasma que se mueve a una significativa fracción de la velocidad de la luz, está a 3 radios de Schwarzschild y es la última órbita permitida para la materia. Más adentro, entre el disco y el horizonte de sucesos, se sitúa (a 1,5 radios de Schwarzschild) la luz que orbita el agujero negro. Como el espacio está curvado, la luz u ondas de radio que nos lleguen lo harán de 2,6 radios de Schwarzschild hacia afuera. Así que en un posible imagen de un agujero negro habrá una región negra que se corresponderá a esa distancia. Si además el disco de acreción está de lado respecto a nuestra perspectiva, entonces, debido a la curvatura, veremos la parte del disco que está al otro, tanto la de abajo como la de arriba de un modo muy similar a lo representado en la película Interstellar. Además, a todo ello hay que añadir que, por efecto Doppler, la imagen que se vea tiene que ser asimétrica, pues la matería del disco gira rápidamente. Más detalles sobre todo esto se pueden ver aquí [3].
El tamaño absoluto del agujero negro de Sagitario A* es, más o menos, similar al de la órbita de Mercurio, pero está a 25 000 años luz de distancia a nosotros. Tiene una masa de cuatro millones de masas solares. El de M87 que es todavía mayor, con 6400 millones de masas solares, y con el que parece que ha habido más suerte al final.
Al estar ambos dentro de zonas de gas y polvo de los centros galacticos, que básicamente nos impide ver nada en luz visible, estos investigadores se decantaron por las ondas de radio, a las que ese polvo es transparente. Además, esto les permitía usar radiotelescopios, cuya interferometría es mucho más sencilla al ser posible de modo electrónico.
Pero, en este caso, la longitud de onda es más larga y la fórmula de antes nos castiga con un diámetro enorme. Para poder intentar ver algo así uno se tiene que ir a tamaños similares al diámetro terrestre. Y aquí está la belleza del asunto, se pueden usar varios telescopios repartidos por el globo terrestre para acometer esta empresa.
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El consorcio ha usado varios radiotelescopios ubicados en distintos continentes incluyendo la Antártida [4] que, operando en la gama milimétrica y submilimétrica y sincronizados con relojes atómicos, logran así formar un radiotelescopio equivalente al tamaño de la Tierra. Al proyecto lo denominaron Event Horizon Telescope o EHT y la meta final era tener una imagen del agujero negro o, más bien, de lo que le rodea el agujero negro de Sagitario A* de nuestra galaxia y el de M87.
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Según los proponentes del proyecto, la idea era abrir una nueva ventana en el estudio de la Relatividad General para campos gravitatorios intensos, así como los procesos de acumulación y salida en el borde de un agujero negro, sobre la existencia de horizontes de sucesos y otros aspectos de la física de los agujeros negros.
Recolectaron los datos entre 2014 y 2017 y es ahora cuando publican los resultados. Al parecer, el análisis de datos resultó tener complicaciones técnicas más complejas de lo previsto. De hecho, juntar o combinar las señales recibidas de distintos radiotelescopios no es fácil. El conjunto de antenas generaba 64 Gigas de datos por segundo, algo que no se puede transmitir por fibra óptica ni nada por el estilo. Tuvieron que almacenar los 27 Petas de datos generados en discos duros, enviarlos por avión (sistema Sneakernet) y recopilarlos físicamente. Como dijo aquel [5], nunca menosprecies el ancho de banda de un camión cargado de discos duros. El análisis de estos datos se ha realizado con una red de superordenadores de 800 CPU.
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Al final parece que consiguieron reducir todos los datos y acaban de presentar los resultados en seis conferencias de prensa en varios idiomas en distintos lugares el mundo, en concreto en Washington, Bruselas, Santiago de Chile, Madrid, Shanghai, Taipei y Tokio. Conferencias que fueron anunciadas previamente, creando con ello gran expectación.
Ahora ya disponemos de esa imagen, de ese fenómeno que, hasta ahora, sólo podíamos ver a través de simulaciones y representaciones artísticas. Es la imagen del agujero negro de M87 y lo que le rodea, con una «sombra» (la parte negra central) que es 2,5 veces mayor que el horizonte de sucesos, que con un tamaño de 40000 millones de kilómetros es mayor que nuestro Sistema Solar (unas cuatro veces la órbita de Neptuno). La sombra del agujero es menor a los 50 microsegundos de arco desde nuestra distancia. La imagen es en falso color y representa la intensidad, siendo el amarillo más intenso que el rojo. Este agujero consume una masa como la del Sol cada día y el disco de acreción es más brillantes que todas estrellas de esa galaxia.
Al parecer, ha habido peor suerte con Sagitario A*, pues varía mucho y es más complicado hacer interferometría. No obstante se espera que también se pueda procesar su imagen al final y que dispongamos de ella pronto.
Se han enviado ya seis artículos a The Astrophysical Journal Letters sobre los resultados de esta colaboración internacional. En unos días publicaran los datos para que puedan ser estudiados por la comunidad científica.
Los resultados encajan con lo que se esperaba y con la Relatividad General, que, una vez más, sale victoriosa de otro test experimental.
Los responsables del EHT esperan organizar nuevas campañas de observación para aumentar así el poder de resolución y la sensibilidad del sistema, tanto para observar el agujero negro de la galaxia M87, como el de nuestra galaxia. Entre otras cosas les falta analizar la polarización de la luz, lo que permitirá saber sobre el campo magnético presente.
Actualización:
En la imagen, la parte más brillante en la que la materia se acerca hacia nosotros y la más oscura la que se aleja. Básicamente es por efecto Doppler. Obviamente la imagen es en falso color, pues se trata de una imagen de ondas electromagnéticas que no están en la parte visible del espectro.
El anillo brillante que se ve en la imagen indica la intensidad gravitatoria y, por ende, la intensidad de la lente gravitatoria alrededor del agujero. Este anillo no se corresponde ni con el agujero en sí mismo ni con una anillo de partículas que lo orbite. Tampoco corresponde a la órbita circular estable más cercana al agujero. En su lugar, este anillo aparece a partir de la esfera de fotones vista bajo la lente gravitatoria, cuyas trayectorias con curvadas por la gravedad del agujero en su camino en dirección hacia el observador. Estos fotones se habrían generado por radiación sincrotrón. El resultado concuerda con lo predicho por la Relatividad General.
Hay que recordar que el agujero negro de M87 gira, como no podía ser de otra manera, y se cree que lo hace en sentido horario. Pero los investigadores implicados no han podido calcular su velocidad de giro con precisión, ya que tampoco se sabe bien la inclinación respecto a nosotros. Quizás en un futuro se pueda determinar el momento angular del agujero y la velocidad de giro del disco de acreción. Es una pena, pues ello podría haber puesto a prueba el límite máximo teórico de giro de un agujero negro. Como una galaxia puede transferir mucho momento angular a un agujero negro supermasivo, estos agujeros tendrían que girar cerca de ese límite máximo.
Al menos, según la imagen obtenida, se descarta que M87* sea una singularidad desnuda o que sea un agujero de gusano. Aunque no permite descartar otras propuestas teóricas alternativas a los agujeros negros tradicionales.
En las imágenes obtenidas se ha podido ver cómo M87* es una entidad cambiante que evoluciona en el tiempo, pues la imagen era diferente si los datos se tomaban en días distintos.
Ambos casos, el agujero de M87 y Sagitario A*, tienen un tamaño aparente muy parecido. Aunque el de nuestra galaxia sea unas 1500 veces más pequeño, está mucho más cerca a nosotros, unas 2000 veces más cerca. Quizás para hacernos una idea del tamaño del asunto, podemos usar el dibujo realizado por xkcd [6].
El análisis de Sagitario A* ha sido más complicado de realizar y por eso aún no disponemos de su imagen. La escala dinámica de variabilidad del agujero negro Sagitario A* es más corta, del orden de minutos. Al contrario que el de M87, donde se ve que la imagen casi no varía en días al ser mucho más grande. Téngase en cuenta que hablamos de velocidades relativistas, por lo que cuanto mayor sea el objeto, más estable se nos antojará. Para el agujero negro de M87 incluso disponemos de varias imágenes separadas en días del mismo. Este efecto de una escala dinámica de variabilidad de Sagitario A* del orden de minutos es lo que complica el procesado de datos, pues si tenemos que exponer «la foto» durante un tiempo y este es superior a esa variabilidad entonces se emborrona todo. Por eso los investigadores se centraron primero en el de M87. Aunque la información que estos han dado sobre el retraso en la foto de Sagitario A* es muy escasa.
La reducción de datos y la obtención de la imagen no fueron cosas sencillas, de ahí que se hayan necesitado varios años para el procesado de esta imagen. Al no tener toda la información necesaria, básicamente es un problema mal condicionado en el que hay muchas imágenes posibles para el mismo conjunto de datos. Así que la técnica de síntesis de imagen se apoya en unas premisas para reconstruir la imagen, como que no sea un conjunto de puntos al azar y otras como que sea algo continuo. Además, se usaron distintas técnicas de análisis de imagen por distinto grupos de investigadores para garantizar que se obtenía la misma imagen con todas ellas, lo que garantizaría que la imagen es real y que no depende del método para generarla. Las diferencias que se aprecian son mínimas.
Como ya comentamos, la interferometría usada no es en tiempo real, sino que las distintas señales se toman por separado y luego se combinan más tarde. Esto no es posible hacerlo así con luz visible porque la frecuencia es muy alta en este caso y no se puede almacenar la información sobre la fase con la que llegan las distintas ondas. Pero sí es posible con ondas de radio porque su frecuencia es menor y sí que hay electrónica que permite registrar esa información de la fase. Además, hay que sincronizar esta información con relojes atómicos muy precisos. De ahí los 27 Petas (27 millones de gigas) de datos que se tuvieron que enviar en discos duros por avión. Para el caso del radiotelescopio antártico usado, hubo que incluso esperar al verano austral para que pudiera aterrizar allí el avión y despegar con los discos duros.
Los datos de polarización, sobre los que todavía están trabajando, permitirán saber sobre el campo magnético del sistema y si el agujero negro tiene un campo magnético intrínseco.
¿Cómo se puede mejorar esta imagen? Una manera sería enviar un radiotelescopio de longitud de onda milimétrica o submilimétrica como los usados en este proyecto a una órbita geoestacionaria o más allá. Algo para lo que sería necesario un ancho de banda muy grande. Otro manera es bajar la longitud de onda con las que se observa (esta imagen se ha obtenido con a una longitud de onda de 1,3 mm), que para el caso de M87* sería posible al no haber tanto polvo entre medias. Esto nos permitiría mejora la resolución de la imagen. Sin usar nada de esto, también se puede mejorar la imagen con más radiotelescopios. Como en el consorcio EHT ya participan más observatorios que los que permitieron esta imagen, es de esperar que en próximas campañas se usen y se mejoren los resultados.
El empleo de radiotelescopios espaciales podría mejorar la resolución en 10 o 100 veces, lo que no sólo permitiría ver mejor estos casos estudiados, sino que pondría al alcance otros agujeros negros supermasivos.
La idea de todo este proyecto era ver la sombra y se ha logrado el objetivo. A partir de ahora se podrá hace más ciencia e investigar sobre la física de estos objetos, como verificar las predicciones de los agujeros negros en rotación.
La ventaja de esta rueda de prensa y todo lo que se ha montado alrededor de esta noticia posiblemente facilite la obtención de fondos que financien nuevas observaciones.
Copyleft: atribuir con enlace a htpps://neofronteras.com [7]
Fuentes y referencias:
Artículos originales (en abierto). [8]
Rueda de prensa. [9]
Web de EHT. [10]
Fotos: Colaboración EHT.