Source: https://www.noticiasdelcosmos.com/2019/04/tras-la-primera-imagen-de-un-agujero.html
Timestamp: 2020-08-09 17:02:26+00:00

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Tras la primera imagen de un agujero negro | KosmosLogos
6/4/19 - DJ:
Se dará a conocer el 10 de abril en forma internacional. ¿Qué esperar y qué no esperar?
Los organizadores del Telescopio Horizonte de Eventos (Event Horizon Telescope, EHT), anunciaron seis conferencias de prensas simultáneas a realizarse el 10 de abril en las que presentarán sus resultados. El EHT es un conjunto de radiotelescopios cuyo objetivo es realizar imágenes de dos agujeros negros: el del centro de la Vía Láctea y el del centro de la galaxia M87.
¿Puede fotografiarse algo que no se ve? Dado que la fotografía se basa en la luz, podríamos tentarnos a responder que no. Sin embargo, ¿no se puede fotografiar acaso un eclipse?
Otra pregunta: Cuando hablamos de imágenes solemos pensar en luz "visible". Pero sabemos que existen otras radiaciones que no son visibles, es decir, que no son detectables por nuestros ojos, aunque existen, como los rayos-X. No podemos ver en rayos-X con nuestros ojos, pero cuando vamos al médico sí podemos ver placas, cierto?
Por otro lado, existe lo que se llama imágenes en "falso color". Los colores son energías diferentes dentro del espectro de luz visible. Fuera de esa parte del espectro no hay "colores". Sin embargo, si los colores son una forma de "convención" natural en nuestro cerebro, entonces podemos hacer otra convención ("cultural") y asignar colores a otras longitudes no visibles. Así, cuando se toman datos en longitudes no visibles, por ejemplo, rayos-X fuertes, rayos-X débiles, infrarrojo, etc, a cada rango de energía se le puede asignar (en forma arbitraria) un color y al combinar todos los datos, se obtendrá una imagen a todo color. Un "falso color" que sirve tanto como un mapa coloreado, es decir, que el color es una forma de codificar rangos de energía. Es similar a las imágenes térmicas, donde lo que se ve son siluetas amarillas, naranjas, rojas y negras que dan cuenta de la emisión de calor de los objetos. Algo similar ocurre con las imágenes por radar que se usan luego para hacer mapas del tiempo-clima, codificando con paletas de colores los rangos de intensidad de una variable, sea la velocidad del viento o la temperatura.
De modo que, si entendemos esto, podemos tener una idea más clara de qué esperar y qué no esperar. Pero rasquemos más la cosa, para entenderla mejor, y para eso me voy a apoyar en materiales pre-existentes, como una nota en un blog de ESO.
DESAFÍOS EN OBTENER UNA IMAGEN DE UN AGUJERO NEGRO
"Ver un agujero negro" ha sido un deseo largamente esperado por muchos astrónomos, pero ahora, gracias al EHT y el proyecto GMVA, podría no ser más solo un sueño. Para poder ver la SOMBRA del horizonte de eventos de Sagittarius A* (Sgr A*), el agujero negro en el centro de la Vía Láctea, muchos investigadores y nuevas tecnologías fueron necesarias, ya que obtener una imagen de un agujero negro no es tan fácil como sacar una foto.
Sgr A* tiene una masa aproximada de cuatro millones de veces el Sol, pero solo se ve como un punto desde la Tierra, a 26.000 años luz de distancia. Para capturar su imagen, se requiere una increíble alta precisión. La clave está en usar Interferometría de Muy Larga Base (VLBI), una técnica que combina el poder de observación y los datos de varios telescopios alrededor de la Tierra para crear un gigantesco observatorio virtual de RADIO.
La resolución de un telescopio puede ser calculada por la longitud de onda de radio que el telescopio está observando y el tamaño del telescopio, o en el caso de la VLBI, la distancia entre las antenas. Sin embargo, al observar, varios tipos de ruido y errores del instrumento pueden afectar la resolución.
En VLBI, cada antena está equipada con un reloj atómico muy preciso. [¡Atenti, nos vamos a poner "nerds"!]. Estos relojes graban el tiempo en el que las señales de radio son recibidas. Los datos recolectados se sintetizan usando los tiempos como referencia, para que el tiempo de llegada de las ondas de radio a cada antena pueda ser precisamente ajustada.
El Array o arreglo o conjunto de radiotelescopios usados por EHT son: ALMA, Chile; APEX, Chile; IRAM 30m, España; LMT, México; SMT, USA; JCMT, Hawaii; SMA, Hawaii; SPT, Polo Sur. En amarillo aparece el proyecto futuro Global mm-VLBI Array (GMVA).
Hagamos un alto: En un telescopio normal, tipo Newton, hay un espejo cóncavo al final del tubo. La idea es que como la luz viaja en línea recta y se refleja en el espejo, si éste fuera plano, cada rayo de luz se reflejaría de la misma forma y el resultado serían otros rayos también paralelos. En cambio, al ser cóncavo el espejo, cada rayo se refleja con un ángulo diferente. La idea es que esos ángulos sean tales que todos los rayos vayan al mismo lugar. Un telescopio es como un embudo que combina varios rayos en un punto (el punto focal).
Otro ejemplo, en fotografía: tomo varias fotos del mismo paisaje con muy poca diferencia de tiempo entre una y otra. Luego las puedo apilar y combinar los datos de todas las fotos. De este modo, si una parte está muy débilmente iluminada (digamos con un valor 0,1) y apilo muchas fotos, el resultado será que esa parte, en la imagen compilada, tendrá una mayor luz, ya que se acumuló varias veces 0,1.
De forma análoga, si usted toma una foto y yo otra, las podríamos combinar y obtener una foto mejor. Pero para que eso funcione, su foto y la mía deben ser tomadas al mismo tiempo, de lo contrario el resultado es...bueno, quizás sea artístico, no? En la VLBI, ocurre lo mismo, pero más difícil, si lo que se quiere es altísima precisión. Sigamos.
Este proceso no es lineal porque la Tierra tiene atmósfera que bloquea ciertos rangos de longitudes de onda. Varias clases de moléculas como el vapor de agua, absorben una fracción de ondas de radio que pasan a través de la atmósfera, con longitudes cortas más susceptibles de absorción. Para minimizar este efecto, los radiotelescopios son construidos en sitios muy secos.
La parte complicada es que la dirección de una onda de radio es cambiada ligeramente cuando pasa por la atmósfera que contiene vapor de agua. Esto implica que las ondas de radio llegan a diferente tiempo a cada antena, lo que dificulta su síntesis. Y es peor: dado que la VLBI utiliza antenas localizadas a cientos de kilómetros de distancia, hay que considerar la diferente cantidad de vapor de agua en el cielo de cada sitio.
Otro desafío es tomar una imagen de alta calidad. Al combinar datos de antenas a grandes distancias, la VLBI (Interferometría de Muy Larga Base), logra una resolución equivalente a un radio telescopio de varios kilómetros en diámetro. Sin embargo, la técnica implica que grandes áreas estarán en negro, al no ser cubiertas por ninguna antena. Esas partes faltantes hacen difícil reproducir una imagen de alta fidelidad.
Sería lógico pensar que una imagen de alta resolución implica una imagen de mejor calidad, como en las cámaras comunes, pero en observaciones de radio la resolución y calidad son diferentes. La resolución de un telescopio determina cuán cerca dos objetos pueden ser "resueltos" o detectados como objetos separados, mientras que la calidad define la fidelidad en reproducir la imagen de una estructura del objeto observado. Por ejemplo, imaginemos una hoja de árbol , que tiene una variedad de venas. La resolución es la habilidad de ver venas muy finas, mientras la calidad es la habilidad de capturar la distribución de la hoja. Sería raro para nuestra experiencia, poder ver venas muy finas, pero no la hoja completa. En VLBI, ocurre esto.
Resolución angular: En astronomía se usa el concepto de resolución angular. Su formulación matemática es R= lamba/D, donde lambda es la longitud de onda y D el tamaño del telescopio. A mayor tamaño, R es menor y eso es mejor, es decir, que se pueden "resolver" objetos más difusos o pequeños (relativos a su tamaño y distancia). Para comparar: la resolución del ojo humano es de unos 60 arcosegundos de grado en luz visible y la del Telescopio Hubble, con un espejo de 2.4m de diámetro, es de 0,05 segundos de arco. Por eso, los telescopios sirven para ver muy lejos objetos que sean muy grandes. No, por ejemplo, las huellas de los astronautas en la Luna, porque la resolución necesaria debería ser mucho menor a 0,05, ya que debe considerarse la razón entre el tamaño del objeto y la distancia al mismo.
El EHT tiene por objetivo distinguir las partes del horizonte de eventos de dos agujeros negros: Sgr A* y el del centro de la galaxia M87. El primero está a 26.000 años luz, pero es enorme, aunque su tamaño aparente es como una naranja en la Luna. El de M87 es 1500 veces más masivo, pero está 2000 veces más lejos. M87 tiene un tamaño aparente de 22 micro arcosegundos en comparación con Sgr A* de 53.
Las imágenes muestran dos fuentes luminosas. La imagen superior muestra una alta resolución angular (R es más chico), mientras la inferior una de baja resolución angular (R es más grande). Crédito: Spencer Bliven.
Las imágenes, cuyos resultados se darán a conocer en pocos días, fueron completadas hace...DOS AÑOS, en abril 2017. Desde entonces, las imágenes se están procesando en grandes computadoras llamadas "correladores".
ENTRA LA MATRIX
Las computadoras usan algoritmos, creados por las personas. Estos algoritmos permiten combinar mejor los datos para formar la imagen resultante. Parte de esos algoritmos usan datos aportados por simulaciones previas. Pongamos un ejemplo para entender por qué.
Digamos que alguien rompió en muchas partes una partitura y encuentro entonces partes sueltas. Intentaré reconstruir la partitura original.
Luego de ver varias partes separadas, noto que si combino la parte 1, la 3 y la 5 lo que obtengo es muy parecido a la canción de Vanilla Ice "Ice Ice Baby". Creo estar armando la partitura original. Pero, las mismas notas también se corresponden con el tema "Under pressure", de Queen.
Vea y escuche el video adjunto. Como referencia, debajo, indico los enlaces de Youtube a las dos canciones referidas para que coteje su similitud al inicio:
https://youtu.be/t5cSBmGkW3E
Si yo ya sé de antemano que la partitura era de Vanilla Ice, y no de Queen, es un dato importante. Ya sabemos cómo debe ser un horizonte de eventos de un agujero negro, por lo que esa información teórica y experimental previa es de ayuda para interpretar los datos y formar una imagen más coherente.
Imágenes simuladas del agujero negro en el centro de la galaxia M87.
Como es común en astronomía, las imágenes que conoce el público general suelen ser combinaciones de datos, no imágenes crudas. En muchos casos, son imágenes de fuentes luminosas en longitudes no visibles, por lo que pueden tener un código de color. Cuantos más datos se recolecten, mejores serán las imágenes, siempre que esos datos sean compatibles entre sí. Un agujero negro no emite radiación, pero al caer material al agujero, ese material brilla. Como en un eclipse, más que ver un agujero negro, se puede ver su sombra, por contraste con lo que sí se ve fuera del horizonte de sucesos.
A veces en ciencia y en particular en astronomía se usan palabras cotidianas con un significado distinto. Si esto no se explica, se produce cierto tipo de "fraude" no intencional. Por ejemplo, muchas veces se anuncia que se hizo un "mapa" muy detallado de algo y, en realidad, tal "mapa" es un catálogo que no tiene una representación visual, es decir, para el lenguaje cotidiano, NO es un mapa.
Por tanto, más que a un agujero negro, se podría ver su sombra. Lo que sí puede plasmarse en imágenes porque sí produce energía detectable en longitudes de onda que se registra en píxeles es lo que ocurre alrededor del horizonte de sucesos.
En el video que se muestra a continuación hay algunos errores en la traducción al español. Sin embargo, en general, los errores son por dejar parte del texto original (en inglés) en el medio. Habría que quitar esas partes o saltearlas al leer.
https://youtu.be/hMsNd1W_lmE
https://www.eso.org/public/usa/outreach/first-picture-of-a-black-hole/blog/
Explaining Interferometry with Music
https://youtu.be/3Br_mh1lt20
Imagen simulada del agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia M87.
Crédito: Jason Dexter (izquierda) y Kazunori Akiyama (derecha).
Mapa Crédito: ESO/O. Furtak
Imagen inicial: Simulación de BRONZWAER, DAVELAAR, MOSCIBRODZKA AND FALCKE/RADBOUD UNIVERSITY.

References: resolución 
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