Interferometry
- ¿Qué es la interferometría? En esta página, aprenderás…
- ¿Por qué queremos construir telescopios más grandes?
- ¿Qué desafíos técnicos presentan los telescopios grandes?
- ¿Por qué usamos la interferometría?
- ¿Cómo utiliza ESO la interferometría?
- ¿Cómo afecta la longitud de onda de la luz observada al interferómetro?
- ¿Cómo determinan el número y posición de las antenas la imagen final?
- ¿Como luce realmente la interferencia?
- ¿Cómo se reconstruye el objeto observado a partir del patrón de franjas?
- ¿Qué es la interferometría de línea de base muy larga, la técnica utilizada por el Telescopio de Horizonte de Sucesos?
- ¿Cuáles son algunos de los hitos científicos de ESO logrados con la interferometría?
¿Qué es la interferometría? En esta página, aprenderás…
- Que la interferometría es una técnica aplicada frecuentemente en la astronomía, la cual nos permite recoger detalles que incluso los más grandes telescopios, hoy en día, no pueden resolver. La luz de dos o más telescopios se combina para crear una imagen de un objeto celeste con un detalle mucho más fino del que sería posible con cada telescopio de manera individual. De este modo, varios telescopios actúan como un telescopio gigante y “virtual”, o un interferómetro, con un diámetro mucho más grande que cualquier telescopio de la vida real.
- Que la interferometría es utilizada para estudiar todos los tipos de objetos celestiales, desde las frías nubes de gas hasta exoplanetas, detalles en la superficie de las estrellas, e incluso el ambiente que rodea los agujeros negros.
- Cómo ESO juega un rol fundamental en dos proyectos de interferometría: el Interferómetro del Very Large Telescope (VLTI) de ESO y el Atacama Large Millimetre/submillimetre Array (ALMA).
¿Por qué queremos construir telescopios más grandes?
Para profundizar nuestro entendimiento sobre el Universo, los astrónomos necesitan recoger detalles cada vez más finos sobre los objetos cósmicos. Esto puede lograrse aumentando el tamaño del espejo primario de un telescopio: mientras más grande sea el diámetro del espejo, mayor será su resolución – es decir, mejor será su habilidad de distinguir estos pequeños detalles. El ansia por lograr, incluso, mejores resoluciones es la razón para el uso de la interferometría en astronomía.
¿Qué desafíos técnicos presentan los telescopios grandes?
Construir espejos más grandes que unos pocos metros de diámetro, no solo es costoso, sino que también un desafío en ingeniería. El principal problema a superar es que el propio peso del espejo haga que este se hunda y se deforme debido a los efectos de la gravedad.
El uso de óptica activa bajo el espejo para controlar y compensar las deformaciones ha permitido dar el salto desde telescopios con diámetros de espejos de alrededor de 4 metros, como el New Technology Telescope (NTT) de ESO, a la actual generación de telescopios ópticos de 8 a 10 metros, como el Very Large Telescope (VLT). Utilizando espejos segmentados con óptica activa, el futuro Extremely Large Telescope (ELT) de ESO tendrá un espejo de 39 metros de diámetro. Sin embargo, ¡incluso esto sigue siendo demasiado pequeño para ver los detalles en la superficie de una estrella, aunque sea cercana!
Para la radioastronomía, los detalles finos son incluso más difíciles de resolver. En un diámetro equivalente, un radiotelescopio tiene una resolución 1000 veces peor que un telescopio en luz visible. Esto se debe simplemente a que las ondas de radio, como la observadas por ALMA, tienen una longitud de onda mucho más larga que las ondas de luz visibles, por lo que producen observaciones de resolución más baja. Para tener las mismas características que el VLT, sería necesaria una antena de radio única con un diámetro de varios kilómetros.
¿Por qué usamos la interferometría?
Dado la limitación del diámetro de espejos y antenas que podemos producir, los astrónomos recurren a la interferometría, combinando dos o más telescopios para crear un instrumento “virtual”, conocido como interferómetro. Este actúa como si fuese un solo telescopio, con un diámetro equivalente al tamaño de la separación entre los telescopios individuales (o la línea de base).
Una desventaja que presenta la interferometría es que se recolecta menos luz en los espejos/antenas separadas del conjunto, que si lo hiciera un solo telescopio tan grande como el conjunto que fue utilizado – es como si hubiese vacíos en la superficie recolectora de luz del telescopio virtual. Esto quiere decir que la interferometría funciona mejor al observar fuentes celestes de brillo, y es ideal para distinguir detalles muy pequeños en estos objetos.
¿Cómo utiliza ESO la interferometría?
ESO utiliza la interferometría en dos destacados proyectos científicos: el VLTI y ALMA.
- VLTI: con el VLTI de ESO, los astrónomos pueden estudiar varios campos de investigación en astronomía y ser capaces de distinguir detalles en la superficie de las estrellas. Utilizando la interferometría, los astrónomos han obtenido una de las imágenes más nítidas jamás tomadas de una estrella, con una resolución equivalente a detectar la cabeza de un tornillo ¡a una distancia de 300 kilómetros!
El VLTI estudia el Universo en longitudes de onda del infrarrojo cercano y medio, y combina la luz de las cuatro Unidades de Telescopio (UTs) de 8,2 metros o de los cuatro Telescopios Auxiliares (ATs) de 1,8 metros del VLT:
- Las UTs pueden formar seis líneas de base, todas con diferentes longitudes y orientaciones – esta es la razón de la extraña disposición de los telescopios en la plataforma del VLT. Esta alcanza una resolución máxima posible equivalente a un telescopio de 130 metros de diámetro. Esto corresponde a su mayor línea de base disponible, 16 veces más grande que un UT individual.
- Los ATs pueden ser movidos a 30 ubicaciones diferentes a lo largo de la plataforma del VLT, con el fin de obtener más información acerca del objeto cósmico observado. Esto entrega un número mucho mayor de posibles líneas de base, y permite que el VLTI logre una resolución máxima posible equivalente a la de un telescopio de 200 metros de diámetro (actualmente, el VLTI es operado con líneas de base de hasta 140 metros). Esta es una mejora de hasta 25 veces en una UT individual.
- ALMA: ALMA, un proyecto internacional del cual ESO es socio, observa el Universo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas. Estas longitudes de onda son emitidas por objetos fríos como nubes de gas – de apenas unas decenas de grados sobre el cero absoluto – y por algunas de las más tempranas y más remotas galaxias en el Universo. Los astrónomos utilizan ALMA para estudiar nubes de gas molecular, los componentes básicos de las estrellas, sistemas planetarios, galaxias y la vida misma.
ALMA puede combinar hasta 66 antenas, con 1.225 líneas de base, y una distancia máxima entre las antenas de 16 kilómetros. Por ende, ALMA tiene, por lejos, la mayor resolución disponible en radioastronomía, hasta diez veces mejor que la lograda, en longitudes de onda visibles, por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA/ESA.
¿Cómo afecta la longitud de onda de la luz observada al interferómetro?
Como explicamos anteriormente, las longitudes de onda largas requieren de telescopios más grandes para producir imágenes con la misma resolución que las longitudes de onda cortas. Lo mismo aplica para los interferómetros. Esta es la razón por la cual las típicas líneas de base del VLTI, el cual observa en el infrarrojo cercano, tienen unas pocas decenas de metros de largo, mientras que las de ALMA, que estudia el cosmos en longitudes de onda de radio, abarcan varios kilómetros.
Por otra parte, las longitudes de onda más largas son más fáciles de combinar. La razón es que nuestra tecnología actual es lo suficientemente avanzada como para digitalizar ondas de radio, pero no aún para señales infrarrojas. Por lo tanto, mientras que la interferencia de ondas de radio puede ser desarrollada de manera electrónica en computadores, las señales infrarrojas deben ser combinadas físicamente una con otra, lo que requiere de instalaciones complejas y dedicadas. Esta es la razón por la cual la interferometría de radio se desarrolló primero, y por la cual ALMA y el VLTI combinan sus señales de maneras muy diferentes.
En el caso de ALMA, las ondas de radio se combinan de manera digital dentro de un poderoso computador llamado correlacionador. Pero incluso los supercomputadores como el correlacionador de ALMA, no son capaces de alcanzar el nivel de precisión necesario para combinar señales de forma exitosa en el rango infrarrojo. Llevó décadas desarrollar un sistema fiable para la interferometría infrarroja, como el utilizado en el VLTI.
En lugar de un supercomputador, el VLTI utiliza un sistema de túneles subterráneos, conocido como líneas de demora. Las ondas de luz del objeto cósmico observado viajan a través del espacio y de la atmósfera de la Tierra, y luego llegan a cada telescopio en momentos ligeramente diferentes. Estas líneas de demora añaden un poco más de distancia en los caminos recorridos por las ondas que llegaron más temprano. Esto introduce retrasos de tiempo compensatorios los cuales aseguran que todas las ondas del objeto sean combinadas correctamente. Este retraso se logra con un sistema de varios vagones con espejos que se mueven a lo largo de unos rieles con la misma longitud que la línea base máxima del VLTI. Colocando cuidadosamente estos vagones, las señales entrantes pueden afinarse a una asombrosa precisión de 1/1.000 mm.
¿Cómo determinan el número y posición de las antenas la imagen final?
Las imágenes que un interferómetro puede producir dependen de la geometría del conjunto; particularmente del número y disposición de las líneas de base.
¿Qué pasa si se cambia la forma del conjunto? Este ejemplo muestra como luciría la Mona Lisa si fuese vista por un interferómetro formado por antenas de radio posicionadas en diferentes configuraciones.
Cuando las antenas son ubicadas en una línea horizontal, solo se pueden identificar los detalles horizontales de la imagen. De la misma forma, cuando las antenas son ubicadas en una línea vertical, solo se pueden ver los detalles verticales de la imagen.
Para crear una mejor imagen, se requiere una combinación no solo de direcciones horizontales y verticales, sino que de todas las direcciones. Esto puede lograrse ya sea moviendo físicamente los telescopios, o utilizando la rotación de la Tierra. Cuando la Tierra gira, la orientación de varias líneas de base cambia con respecto al objeto observado. Como resultado, se adquieren más información y más datos. Esta técnica es crucial cuando se utiliza el VLTI, puesto que se compone de solo cuatro telescopios y, por lo tanto, tiene muy pocas líneas de base.
En interferometría, la resolución no depende del tamaño del espejo del telescopio o de la antena, sino que del tamaño de la línea de base. Mientras más grande sea la línea de base, más alta será la resolución del objeto observado.
El siguiente ejemplo muestra que cuando las antenas en el conjunto ALMA son posicionadas de forma cada vez más separadas, se revelan cada vez más detalles en la Mona Lisa. Sin embargo, se alcanza un punto donde solo se pueden ver detalles muy finos; aspectos más grandes de la imagen (como la distinción entre el cielo y la mujer) se pierden ya que sus patrones de interferencia se destiñen.
Esta es la razón por la cual ALMA se compone de un conjunto compacto central y más pequeño – el cual revela aspectos a gran escala de una imagen – y de antenas que pueden ser ubicadas con hasta 16 km de distancia – revelando los detalles más finos. Otros interferómetros utilizan principios similares.
Añadir más antenas o espejos a un conjunto interferométrico tiene, por consiguiente, dos efectos. El primero es el aumento del número de líneas de base y, por ende, el número de separaciones diferentes entre pares de elementos en el conjunto, revelando detalles a escalas diferentes. El segundo es la introducción de nuevos ángulos y orientaciones de estas líneas de base, lo que también ayuda a producir una imagen más completa.
¿Como luce realmente la interferencia?
Cuando dos o más ondas se juntan, estas pueden combinarse para crear una onda en conjunto. Este fenómeno se conoce como interferencia, y es el principio en el cual se basa la interferometría.
Un ejemplo de interferencia en la vida diaria puede ser visto en las ondas de la superficie del agua. Imaginemos un estanque perfectamente en calma, y luego pensemos que lanzamos dos piedras pequeñas en él, una de cada lado. Cada piedra produce un sistema de expansión de ondas circulares y, en algún punto, estos dos grupos de ondas comenzarán a superponerse. Cuando las dos crestas o depresiones de las ondas se encuentran, la altura de la onda se duplica – esto lo conocemos como interferencia constructiva. De todos modos, si la cresta de una onda se encuentra con la depresión de otra, se anulan mutuamente – esto se conoce como interferencia destructiva.
En lugar de ondas de agua, en astronomía, la interferencia utiliza ondas de luz. Las ondas de luz combinadas son llamadas franjas de interferencia.
La siguiente ilustración muestra de manera esquemática como dos estrellas de diferente tamaño aparente en el cielo, que son vistas desde la Tierra (izquierda), lucirían al ser observadas con un solo telescopio (centro), y con un interferómetro como el VLTI, el cual forma las franjas de interferencia (derecha). Las bandas claras y oscuras en el patrón de franjas surgen a partir de interferencia constructiva y destructiva, respectivamente. Existe muy poca diferencia al observar la estrella a través de un telescopio, pero los patrones de franjas en el interferómetro son muy diferentes.
¿Cómo se reconstruye el objeto observado a partir del patrón de franjas?
El ancho y el brillo de las franjas dependen principalmente de tres factores: la línea de base del interferómetro, la longitud de onda de las dos ondas de luz que se combinan y el tamaño aparente del objeto en el cielo visto desde la Tierra. Los dos primeros factores son conocidos, lo que nos permite calcular el tamaño del objeto..
No es posible reconstruir una imagen de un objeto con muy pocas líneas de base; los astrónomos solo pueden inferir algunas propiedades geométricas básicas, como el diámetro de una estrella o si tiene una compañera. Añadir más líneas de base con separaciones y orientaciones diferentes permite una reconstrucción más fidedigna de la forma del objeto.
¿Qué es la interferometría de línea de base muy larga, la técnica utilizada por el Telescopio de Horizonte de Sucesos?
La Interferometría de Línea de Base Muy Larga (VLBI) combina las señales recolectadas por radiotelescopios ubicadas a cientos o miles de kilómetros de distancia, estirando las líneas de base a las máximas longitudes posibles en la Tierra para crear un telescopio “virtual” del tamaño de todo el planeta.
Esto aumenta la resolución lograda por los radio-interferómetros, como ALMA, en cientos de veces. Así se logra que los astrónomos vean el cosmos en un detalle más nítido, a tales extremos como ser capaces de ver la sombra de agujeros negros supermasivos merodeando en el centro de las galaxias.
Este es el principal objetivo del Telescopio de Horizonte de Sucesos (EHT), una red de 11 radiotelescopios distribuidos por todo el mundo – desde Groenlandia al Polo Sur, incluyendo ALMA y APEX en los Andes chilenos – dirigido por una colaboración internacional de más de 300 científicos provenientes de cerca de 80 instituciones alrededor del mundo.
Los objetivos principales del EHT son los dos agujeros negros supermasivos más grandes vistos desde la Tierra: Sgr A* en el corazón de nuestra Vía Láctea, y aquel que se encuentra en el centro de la galaxia M87. La red del EHT mira las ondas de radio emitidas por el disco de gas alrededor del horizonte de sucesos de los dos agujeros negros, un proceso que permitió que los astrónomos tomaran por primera vez la imagen de un agujero negro (el agujero negro supermasivo en M87).
Dado que las antenas del EHT están repartidas por los continentes, sus señales no pueden combinarse ni analizarse en el mismo lugar, como en el caso de ALMA. En su lugar, las señales deben ser registradas y recolectadas para ser analizadas después que se hayan realizado las observaciones.
Con el EHT extendiéndose por todo el planeta, ¿hemos logrado las líneas de base más largas posibles, creando, de esta forma, un límite a que tan nítido podemos ver el cosmos? La respuesta es no, ya que el VLBI espacial ya está en funcionamiento con satélites de radio que ofrecen líneas de base incluso más largas que el tamaño de la Tierra.
Nuestro planeta no será la última frontera de la interferometría, sino que simplemente el comienzo.
¿Cuáles son algunos de los hitos científicos de ESO logrados con la interferometría?
Hitos científicos del VLTI
- Primera observación directa de un exoplaneta utilizando interferometría óptica.
- Imagen con más resolución del sistema estelar Eta Carinae (eso1637).
- Detección de luz exozodiacal (eso1435).
- La mejor imagen de la superficie y la atmósfera de una estrella (eso 1726).
- Visión más nítida del disco de polvo en torno a una estrella evolucionada (eso1608).
- Detección de un compañero muy pequeño en el disco protoplanetario en torno a la estrella T Cha (eso1106)
- Detección de efectos relativistas en estrellas que orbitan el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.
Hitos científicos de ALMA:
- Imágenes revolucionarias de la génesis planetaria.
- Observación extraordinariamente detallada de un anillo de Eistein.
- Detección de moléculas orgánicas complejas — estructuras prebióticas, basadas en el carbono, esenciales para la construcción de la vida – en discos protoplanetarios distantes
- Primera detección inequívoca de un disco formador de lunas alrededor de un exoplaneta
- Primera imagen de un agujero negro