Interferometría


En las planicies de San Agustín en Nuevo México se extiende uno de los telescopios más grandes del mundo: el VLA.

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Esta foto la tomé hace once años cuando visité por primera vez el Very Large Array. Se ve descolorida no porque la haya pasado por un filtro de instagram, sino porque volví a imprimir los negativos que tenía arrumbados en una lata junto con un montón de recuerdos de París.

El mes pasado regresé a ese maravilloso lugar (al VLA, no a París) y se me ocurrió que sería divertido explicar qué es esta técnica de interferometría y porqué les gusta tanto a los astrónomos. 

Radioastronomía

Aunque ya se puede hacer interferometría con telescopios infrarrojos y visibles, al principio se usó solo con ondas de radio. Después de todo, la radioastronomía se descubrió por la interferencia que causaba una señal de 20.5 MHz proveniente del centro de la Vía Láctea.

Nuestros ojos no pueden ver las ondas de radio, pero hay muchos procesos naturales que las producen. Aquí en la Tierra las principales “emisoras” son los relámpagos, los meteoros y las auroras boreales. En el espacio, estrellas super gigantes como Betelgeuse de la constelación de Orión y  agujeros negros en galaxias lejanas nos envían sus melodías a través del Universo.

Muchas de las señales de radio que ocurren en el espacio provienen de lugares donde hay agua, como alrededor de estrellas viejas o en nubes donde se forman los planetas. Esto sucede porque cuando las moléculas de agua se calientan, vibran y producen una señal característica de 22 GHz. En comparación, los hornos de microondas (y los ruteadores wi-fi) usan una frecuencia 2.4 GHz, suficiente para mover las moléculas y calentar nuestra sopa.

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¿Y para qué tanta antena?

A todos nos gustan las imágenes de alta resolución, y a los astrónomos aún más. La resolución nos sirve para saber el sitio exacto donde ocurre la acción.

Para aumentar la resolución de un telescopio hay que aumentas el tamaño del espejo, o en el caso de los radiotelescopios, el tamaño de la antena. La resolución angular (θ) depende de la longitud de onda de la luz en la que se hace la observación (λ) y el diámetro del telescopio (D):

θ ~ λ/D

Por ejemplo, para que un radiotelescopio que “ve” ondas de 2 cm (λ) tenga suficiente resolución para distinguir el hueco que hay entre Saturno y sus anillos (aproximadamente 5 segundos de arco) ¡necesitaríamos una antena de casi un kilómetro!

En cambio, un telescopio de 8 m de diámetro como el VLT que hay en Chile y que “ve” luz infrarroja (λ=20 micrómetros) tiene una resolución de 0.7 segundos de arco. Con ese nivel de detalle no solo se distinguen los anillos de Saturno, también se pueden ver detalles en su atmósfera, como la tormenta de la foto de aquí abajo.

Saturno visto en distintas longitudes de onda: a la derecha, imagen infrarroja donde se puede ver una tormenta. A la izquierda, imagen en radio. Créditos:  Leigh N. Fletcher, Universidad de Oxford, UK, ESO y NRAO/AUI .

Saturno visto en distintas longitudes de onda: a la derecha, imagen infrarroja donde se puede ver una tormenta. A la izquierda, imagen en radio. Créditos: Leigh N. Fletcher, Universidad de Oxford, UK, ESO y NRAO/AUI .

Si podemos ver los anillos de Saturno con un telescopio pequeño, ¿para qué usar radiotelescopios? Lo que sucede es que cuando usamos diferentes longitudes de onda podremos ver procesos distintos. Cuando empezaron a apuntar los radiotelescopios a galaxias que aparentemente no tenían nada nuevo que mostrar se encontraron con muchas sorpresas: Algunas galaxias tenían chorros simétricos de gas caliente que se expandía a velocidades cercanas a las de la luz. Un ejemplo de radio-galaxia es Hercules A. En la imagen del Hubble se sobrepuso la imagen en radio para mostrar el tamaño extraordinario de estos chorros. Quienes hicieron este estudio llegaron a la conclusión de que en el centro de Hercules A debía haber un agujero negro colosal con el equivalente a 2500 millones de veces la masa del Sol.

Radio-galaxia Hercules A vista con el Telescopio Espacial Hubble y el VLA (lóbulos rosas). Crédito: NASA, ESA, S. Baum y C. O’Dea (RIT), R. Perley y W. Cotton (NRAO/AUI/NSF), y el equipo Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Hacer telescopios cada vez más grandes se vuelve un reto tecnológico. Es aquí donde entra la interferometría. En lugar de construir un telescopio de un kilómetro podemos construir dos o más de unos cuantos metros y colocarlos de manera que la distancia entre las antenas sea un kilómetro. A esta distancia entre telescopios se le llama línea de base y equivale al diámetro (D) de la relación de arriba.

El VLA es uno de los radio-telescopios más poderosos que existen. Tiene 27 antenas de 25 metros de diámetro cada una, y están colocadas en un arreglo con forma de Y. Las antenas se pueden mover por unos rieles para aumentar o disminuir la línea de base. En su configuración más extendida, el VLA puede alcanzar la resolución de un telescopio de 36 kilómetros.

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Una vez que tenemos las antenas colocadas a la distancia que queremos, las apuntamos todas al mismo objeto y combinamos la señal por medio de un multiplicador de voltaje. Entre más antenas usemos mayor será la cobertura de la región del cielo que estamos observando. Con esta información podremos crear un mapa con la posición precisa de nuestro objeto. La única desventaja es que los interferómetros no obtienen imágenes directamente, éstas se tienen que reconstruir a partir de la señal de todos los telescopios juntos.

De ahí el nombre de interferometría. Lo que estamos haciendo es sumar la interferencia constructiva y destructiva de todas las antenas para obtener al final una señal neta con la forma de una curva Gaussiana (un pico al centro rodeado de “olitas” residuales). Este pico en realidad representa una fuente puntual, como una estrella o una nube muy compacta. Cuando el objeto que observamos tiene más estructura, veremos más picos.

Gauss

Respuesta de un interferómetro de dos antenas (arriba), tres antenas (en medio) y cuatro antenas (abajo). La señal combinada se indica como líneas delgadas y la señal neta como una sola línea más gruesa. Al aumentar el número de elementos del interferómetro, la señal converge a una curva Gaussiana. Crédito del diagrama: NRAO (http://www.cv.nrao.edu/course/astr534/Interferometers1.html).

¿Que podemos ver aparte de Gaussianas?

La precisión que nos da la interferometría tiene muchas ventajas. Gracias a esta técnica podemos medir el tamaño de las estrellas, saber a qué distancia están las Pléyades y descubrir inteligencia extraterrestre… Bueno, esto último todavía no ha sucedido, pero si vieron la película “Contacto” recordarán que la doctora Eleanor Arroway hace justo eso, usando nada más y nada menos que el VLA.

Por cierto, si no han visto la película o leído el libro solo les digo que esta novela de Carl Sagan se considera como un clásico de la ciencia-ficción del calibre de “2001 odisea en el espacio” o “la guerra de los mundos” de Orson Welles. Voy a dejarles el trailer aquí:

Otros interferómetros, otras longitudes de onda

Actualmente hay muchos telescopios que son interferómetros, pero en lugar de hacerles una lista exhaustiva solo mencionaré tres ejemplos donde cada uno trabaja con longitudes de onda distintas: ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeterArray) en microondas, el VLTI (Very Large Telescope Interferometer) en el infrarrojo y próximamente el NPOI (Navy Precision Optical Interferometer) que operará usando luz visible.

Si quieren saber más sobre este tema les recomiendo que vean el documental “Beyond the Visible” (para verlo con subtítulos en español presionen CC):  https://public.nrao.edu/gallery/beyond-the-visible-vla.  Dura unos 25 minutos y está narrado por Jody Foster.

Yo no me puse los audífonos, pero definitivamente volver al VLA me puso en contacto con otro espacio-tiempo.

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Un comentario en “Interferometría

  1. Muy interesante. Me llamò la atenciòn la explicaciòn que das, de el por què tantas antenas. Me quedò muy claro, IMPOSIBLE, hacer antenas con espejos de kilòmetros de diàmetro. FELICIDADES!

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