Una vista simulada de un agujero negro de la película ‘Interstellar’ de 2014. Imagen: YouTube


  • Los agujeros negros se tragan la luz, pero su fuerte atracción gravitacional ejerce otros efectos en sus vecindarios que delatan su presencia.
  • Estos objetos cósmicos retuercen el propio espacio-tiempo a su alrededor, atrapan información y deforman el camino de la luz. Entonces, ver un agujero negro es ver todas estas cosas a la vez.
  • A su vez, obtener imágenes de un agujero negro no es poca cosa, ya que requiere avances en múltiples campos, incluida la radioastronomía, los vuelos espaciales, los sistemas GPS y la informática.

El 12 de mayo, un equipo internacional de científicos publicó una imagen del agujero negro en el centro de la galaxia de la Vía Láctea. Llamado Sagitario A*, pesa siete millones de veces más que el Sol y está a 27.000 años luz de distancia.

Generar imágenes de Sagitario A* fue una hazaña de dos partes: la física y la tecnología, y profundizar en cada una de ellas permite vislumbrar las distintas facetas de la imagen de un objeto tan extraño que parece ser capaz de curvar la luz a su alrededor.

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Física

Imagen: Casey Horner/Unsplash

Ver algo es ver los rayos de luz que vienen de la dirección del objeto. Si estás leyendo esto en tu teléfono inteligente, su pantalla emite luz que llega a tus ojos y luego a tu cerebro, lo que le da sentido a la información codificada en ellos. Si miras más allá a otro objeto cercano, como tu escritorio o una pared al frente, no emiten su propia luz sino que dispersan la luz de otra fuente, como el Sol o una lámpara.

La luz de cerca de un agujero negro es luz de fuentes cercanas que ha distorsionado. Al rastrear y estudiar con precisión estas distorsiones, podemos ver el agujero negro en sí.

La característica definitoria de un agujero negro es su prodigiosa atracción gravitatoria. También es lo que define a todos. cuatro partes que típicamente forman un agujero negro. uno es el singularidad en sí mismo: el punto en el centro del agujero negro hacia el cual se mueven todos los objetos dentro del agujero negro, el punto donde la atracción gravitacional es infinita. El segundo es el horizonte de eventos, conocida coloquialmente como la superficie del agujero negro: marca la distancia hasta la cual cualquier objeto caerá hacia la singularidad y no podrá escapar. El tercero es el ergosfera, la región del espacio cerca del horizonte de eventos donde los objetos se doblarán alrededor del agujero negro pero no caerán hacia el interior de la singularidad. El cuarto es el disco de acreciónun anillo de objetos que orbitan alrededor del agujero negro, como planetas alrededor de una estrella.

El equipo internacional que fotografió Sagitario A*, llamado colaboración Event Horizon Telescope (EHT), capturó el horizonte de eventos, la ergosfera y el disco de acreción, pero no la singularidad. Esto es obvio: la luz que está más allá del horizonte de sucesos nunca habrá escapado al espacio, por lo que ninguna información de la singularidad podrá llegarnos nunca.

El horizonte de eventos en sí mismo es visible solo como una región oscura rodeada por un halo amarillo anaranjado brillante. Este parche oscuro también se llama la sombra (y también los titulares sobre EHT que capturaron la “sombra de un agujero negro”). Es el volumen de espacio alrededor del cual se ha doblado la luz, cuya física podemos entender utilizando la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, publicada hace 107 años.

De acuerdo con la relatividad general, la masa enrosca el espacio-tiempo alrededor de sí misma. Cuanto mayor sea la densidad de masa en un área, mayor será la extensión de la curvatura. Cuando la luz se mueve a lo largo de ese espacio-tiempo curvo, nos parece que sigue un camino curvo. (La fuerza que sienten los objetos debido a la trayectoria curva es lo que conocemos como gravedad. Dicho de otra manera, la atracción gravitacional de un objeto no desvía directamente la trayectoria de la luz. En cambio, deforma el espacio-tiempo y la luz simplemente fluye a lo largo de su nueva forma. )

Los objetos masivos distorsionan el espacio (indicado por la cuadrícula) y el paso del tiempo (observe los relojes en los nodos). Animación: Lucas Vieira Barbosa/Wikimedia Commons, CC BY-SA 2.0

Los agujeros negros son tan densos (es decir, contienen tanta masa en un volumen relativamente pequeño) que curvan el espacio-tiempo por completo. Imagina el espacio-tiempo como un mantel. Si coloca una pelota debajo, la forma en que la hoja fluye alrededor de la pelota en la parte superior es la forma en que el espacio-tiempo se curva alrededor de una masa. Los agujeros negros, sin embargo, envolverían la hoja completamente alrededor de sí mismos, por lo que la luz que fluye en la hoja girará y girará en círculos, atrapada en la superficie de la esfera. De ahí el nombre de ‘horizonte de eventos’: un evento es el nombre de un punto en el continuo del espacio-tiempo, y los eventos en cualquier lado del horizonte de eventos no pueden cruzar al otro lado.

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La luz que fluye debajo de la sábana entrará directamente y se perderá para siempre. La luz que fluye en la ergosfera, sin embargo, se doblará fuertemente y posiblemente podría escapar en una dirección diferente. De hecho, el efecto de deformación de un agujero negro es tan completo que si lanzas un poco de luz en un ángulo tal que entre en la ergosfera, la luz podría seguir un camino que rodea completamente el agujero negro y luego regresa a ti. Es por eso que ves un delgado anillo de luz alrededor de un agujero negro. Suena como una paradoja, pero esa es la magia de la ergosfera.

La ergosfera también ejerce efectos de marea en la luz: es decir, la luz que ingresa a la ergosfera debe co-rotar con el agujero negro, por lo que efectivamente es arrastrada. Esto se llama el efecto Lense-Thirring. Tiene dos consecuencias particularmente interesantes. Uno, la luz que ingresa a la ergosfera en la dirección opuesta a la de la rotación del agujero negro se verá obligada a dar la vuelta y comenzar a moverse a lo largo de la rotación. Dos, nada puede permanecer estacionario en la ergosfera, porque aquí la gravedad del agujero negro está retorciendo activamente el propio espacio-tiempo a su alrededor.

Luego está el disco de acreción, donde millones y millones de toneladas de materia intergaláctica (gas, polvo y rocas) orbitan alrededor del agujero negro. (La ergosfera y el disco pueden superponerse). Los objetos en este cinturón se aceleran y empujan juntos, y se calientan por fricción. Como resultado, emiten radiación electromagnética de alta energía como los rayos X.

Ahora considere todos estos efectos juntos y es posible que pueda tener una idea de lo que realmente está mirando cuando mira un agujero negro. Hay un delgado anillo de luz a su alrededor. También hay más luz en el lado donde el agujero negro gira hacia ti. Hay un halo brillante que emite radiación de alta energía. Y hay un parche esferoide de obsidiana negra vagamente cerca del centro.

En total, es un sitio de intensa actividad, pero la misma actividad, junto con nuestra distancia de ella, hace que sea muy difícil ver realmente estas cosas. Esto nos lleva a las tecnologías que necesitamos para obtener imágenes de un agujero negro.

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Tecnología

Las ubicaciones de los telescopios participantes del EHT y del Global mm-VLBI Array (GMVA). Imagen: ESO/O. Furtak, CC BY 4.0

El EHT no es un solo telescopio sino una colección de radiotelescopios que funcionan al unísono.

Cada radiotelescopio trata las señales de radio que vienen del espacio exterior como ondas, y es por eso que el propio telescopio no ‘ve’ la señal como nuestros ojos ven la luz. En cambio, un radiotelescopio es un antena. Consiste en una gran estructura en forma de plato que ‘siente’ las ondas de radio y, con la ayuda de computadoras, reconstruye la imagen de su fuente.

El nivel más pequeño de detalle en esta imagen está determinado por la resolución angular de la antena. Cuanto mayor sea la resolución angular, más detalles tendrá la imagen. La forma de aumentarlo es simple: cuanto más ancho sea el plato, mayor será la resolución angular. (Para ser más exactos, la resolución angular de una antena parabólica es directamente proporcional al diámetro del plato e inversamente proporcional a la longitud de onda de las ondas de radio). La resolución del observatorio de radio FAST en China, uno de los mejores antenas de radio plato en el mundo de hoy por su tamaño – es 174 segundos de arco (como).

Aunque hay señales de muchas frecuencias provenientes de cerca del agujero negro, las ondas de radio son lo suficientemente grandes como para que la mayoría de ellas no se vean obstaculizadas por objetos en el disco de acreción del agujero negro, y cualquier otro objeto que las ondas puedan encontrar a medida que pasan. espacio. Por otro lado, los rayos X, la radiación infrarroja y la luz visible son absorbidos o dispersados.

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Sin embargo, las ondas de radio que provienen de cerca de Sagitario A* son tan débiles, han viajado 27 000 años luz y llegan hasta nosotros en un haz tan amplio que una sola antena no podrá “recolectar” suficientes ondas de radio para armarlas. una imagen significativa de un agujero negro en un tiempo razonable, si es que lo hace. O podríamos si construyéramos un radiotelescopio con una resolución angular ultra alta, que requiere un plato tan ancho como la Tierra.1. Pero esto es imposible (el gigantesco observatorio FAST en sí tiene solo 500 metros de ancho). En cambio, los físicos e ingenieros han ideado una alternativa inteligente.

Cuando múltiples telescopios trabajan juntos, la distancia máxima entre telescopios se llama base. En una sola antena de radio, la línea de base es igual al diámetro del plato. Pero el Submillimeter Array (SMA) en Hawái, por ejemplo, consta de ocho radiotelescopios, cada uno con un plato de seis metros de ancho y una línea de base total de hasta 508 metros. Cuando el SMA funciona de tal manera que las ocho antenas se comportan cada una como si fueran un panel en un plato más grande, la resolución angular no está determinada por el diámetro de cada plato sino por la línea de base general. Como resultado, el SMA tiene una resolución angular 80 veces mejor que si usara cada una de las antenas por separado.

El Submillimeter Array (SMA) de radiotelescopios en la noche, iluminado por un flash, enero de 2016. Foto: Steven Keys/keysphotography.com

Coordinar múltiples telescopios como este es una tarea muy complicada. Requiere varias computadoras para asegurarse de que estén apuntando a la misma parte del cielo al mismo tiempo y rastreando las frecuencias de onda correctas. Requiere relojes atómicos para registrar la hora exacta en que las señales de la misma fuente llegan a cada uno de los telescopios. Y requiere satélites GPS para realizar un seguimiento de la posición de las antenas en relación con la fuente a medida que la Tierra gira.

Una vez que se han recopilado todos los datos (a razón de 2 millones de GB por día), los físicos usan computadoras de cuadrícula o supercomputadoras para unirlos, usando algoritmos basados ​​en la teoría general de la relatividad y otros conceptos, y filtran el ruido para producir finalmente la imagen.

Los conjuntos de antenas que funcionan de esta manera se denominan interferómetros, y el ‘así’ se denomina interferometría de línea de base muy larga. El radiotelescopio gigante de ondas métricas (GMRT) en Pune es un interferómetro que consta de 30 antenas y tiene una resolución de 2 como (a 1,7 GHz). El EHT es un interferómetro que consta de ocho conjuntos en cuatro continentes y tiene la impresionante resolución de 20 μas – 10.000 veces mejor que GMRT y un millón de veces mejor que FAST. Este es el tipo de resolución requerida si queremos obtener una imagen del agujero negro en el centro de la galaxia de la Vía Láctea.

De hecho, la colaboración EHT eligió a Sagittarius A* y M87* como objetivos debido a sus limitaciones tecnológicas. Con su resolución angular declarada, el interferómetro EHT podría acceder al primero porque es el más cercano a nosotros y porque el segundo, aunque está a 54 millones de años luz de distancia, es uno de los más largos de su tipo conocido. Si el EHT va a obtener imágenes de agujeros negros más distantes, y probablemente también más pequeños, tendrá que aumentar aún más su línea de base. Hay algunas ideas para hacer esto agregando radiotelescopios en el espacio.

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La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza, pero es muy diferente de las otras tres, que son el dominio de la mecánica cuántica. Esto no ha impedido que la naturaleza dé lugar a una curiosa similitud entre las herramientas que utilizamos para investigar anomalías gravitatorias y mecánicas cuánticas.

Las máquinas como los detectores utilizados para descubrir el bosón de Higgs son tan grandes porque necesitan producir partículas llenas de cantidades extremadamente grandes de energía. Cuanta más energía tienen estas partículas, menor es la distancia del espacio-tiempo que pueden sondear. Sin embargo, las anomalías gravitatorias que son los agujeros negros también requieren ensamblajes colosales de vidrio, metal y fuego.

¿Es la naturaleza de las anomalías exigir tales costos?



Reference-science.thewire.in

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