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M87* ¡¡La 1ra imagen de un agujero negro!!

Título: First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole
Autores: The Event Horizon Telescope Collaboration
Estado: Publicado en the Astrophysical Journal Letters, [acceso abierto]

¡La humanidad ha conseguido algo inimaginable! ¡Hemos observado, de forma directa, el tipo de objeto más misterioso del Universo! ¡Un agujero negro supermasivo! Ayer el Telescopio del Horizonte de eventos (en inglés Event Horizon Telescope o EHT), realizó una serie de conferencias de prensa simultáneas en distintos puntos del mundo para mostrarnos la primera imagen directa de un agujero negro, en la historia. Este agujero negro tiene mil millones de veces la masa del Sol y se encuentra en el centro de la galaxia elíptica M87 (Figura 1) .

Figure 1. (Izquierda) Imagen óptica de la galaxia espiral M87 en la que se aprecia el jet relativista que sale de su centro. Crédito: HST/NASA/ESA (Derecha) Imagen del agujero negro supermasivo en M87 tomada con el EHT. Crédito: EHT

¿Qué es el Telescopio del Horizonte de eventos?

Figure 2. Posición de las antenas que conformaron la red de observación del EHT en 2017. Crédito: Figura 1 del artículo original (ApJL 875:L1)

El EHT es una colaboración internacional en la que participan diferentes radiotelescopios distribuidos alrededor del mundo. Todos los telescopios se sincronizan para observar el mismo objeto exáctamente al mismo tiempo, y de esta forma “comportarse” como si fueran un sólo telescopio del tamaño del diámetro de la Tierra. La técnica que se utiliza para “conectar” los radiotelescopios se llama Interferometría de Base Larga (VLBI por sus siglas en inglés), y es de uso común en radioastronomía.

La idea de conectar radiotelescopios a lo largo del mundo para simular un telescopio del tamaño de la Tierra data de finales de los 90’s. Sin embargo, fue hasta el 2008 cuando Shep Doeleman, líder del proyecto EHT, presentó la viabilidad de observar los agujeros negros súper masivos localizados en el centro de nuestra galaxia, Sgt A*, y el que se encuentra en la galaxia elíptica M87 utilizando la técnica de VLBI observando a 1.3 mm. Y fué hasta el 2017 cuando se realizaron las observaciones con las cuales se pudo obtener la primera imagen de un agujero negro, la cual se nos mostró ayer. Estas observaciones se tomaron con ocho radiotelescopios (Figura 2): SMT, Apex, IRAM, JCMT, GTM, SMA, ALMA, y SPT. Si quieres conocer más de cerca la experiencia de las observaciones realizadas en el 2017 con el GTM te recomiendo que leas el astrobito “Estudiantes cazadores de agujeros negros“.

¿Cómo se obtuvo la imagen a partir de todas las observaciones?

La imagen que nos presentó el EHT (Figura 3) nos muestra la sombra obscura que proyecta el horizonte de eventos del agujero negro que está rodeado por la luz que es atrapada por el mismo, y por aquella que se curva gravitacionalmente pero que es capaz de escapar de éste. ¡Y la imagen está en completo acuerdo con lo que los modelos de los agujeros negros han predicho!

Figura 3. Imagen de la sombra que proyecta un agujero negro rodeado de fotones que caen hacia el horizonte de eventos del mismo. (Arriba) Imagen del día 11 de abril. (Abajo) Imágenes reconstruidas con las observaciones realizadas en otros días de la temporada de observación. Crédito: Figura 3 del artículo original (ApJL 875:L1)

Para reconstruir una imagen a partir de la técnica de VLBI se deben combinar las observaciones tomadas con cada uno de los radiotelescopios. Cada observación debe de tener asociado el valor exacto de la posición en el cielo hacia donde apuntaba el telescopio y el momento en que fue tomada la observación, para así combinar las imágenes de forma correcta. Pero, aparte de ésto se requieren de algoritmos especializados y de imágenes modeladas utilizando teoría general de relatividad y magnetohidrodinámica para poder saber qué es lo que esperaríamos encontrar en la imagen.

Pero para estar seguros de que la reconstrucción de la imagen del agujero negro de M87 era realmente buena, se utilizaron dos métodos distintos: la técnica CLEAN, comúnmente utilizada en radioastronomía, y la técnica de Máxima Similitud Regularizada (RML por sus siglas en Inglés), la cual ha sido bastante estudiada por el equipo del EHT, en particular por Katie Bouman (Te recomiendo mirar este video con subtítulos en español en el que Katie explica el algoritmo que desarrolló para el proyecto EHT).

Para evitar fallos, en una primera etapa se formaron cuatro equipos que de forma independiente utilizaron estas técnicas para reconstruir la imagen del agujero negro. ¡Y todos encontraron una imagen con características similares! ¡Un brillante anillo con un diámetro de ∼38–44 μas con un brillo amplificado hacia el sur! En una segunda etapa se desarrollaron tres técnicas distintas la reconstrucción de la imagen, cada una utilizando una metodología y paquetería computacional distinta. Se analizaron una amplia combinación de parámetros diferentes para reconstruir la imagen. Y los parámetros que se eligieron como “buenos” fueron aquellos que eran capaces de reconstruir imágenes sinténicas de simulaciones de modelos geométricos conocidos (anillos, cresciente, disco lleno, y doble fuente asimétrica), y que además eran consistentes con los datos observados. Finalmente se encontró que la combinación de parámetros que brindó los mejores resultados reconstruyen un anillo asimétrico con diámetro de ∼40 μas.

La resolución angular de las imágenes (el tamaño del pixel de la imagen) depende del método utilizado. Por lo que para combinar de forma apropiada las imágenes reconstruidas utilizando los tres métodos distintos se decidió suavizar las imágenes hasta que todas tuvieran la misma resolución. Y así, la imagen de arriba de la Figura 3 muestra la sombra del horizonte de eventos del agujero negro supermasivo de M87, tomada el 11 de abril al promediar las imagenes suavizadas obtenidas con los tres métodos distintos. En las imágenes reconstruidas para cada día se observa el mismo perfil asimétrico azimutal, como se puede ver en la parte de abajo de la Figura 3, donde se presentan las imagenes reconstruidas para distintos días de observación.

La interpretación física de la imagen que observamos nos dice que se trata de un disco de material turbulento, caliente y magnetizado que orbita a un agujero negro de Kerr (un agujero negro que que está rotando sobre un eje de simetría). Y que el exceso de brillo en el sur de la imagen se debe a que en esa región el material alrededor del agujero negro se mueve hacia nuestra dirección. Además, este modelo puede explicar el desarrollo del potente jet relativista tan característico de esta galaxia (Figura 1, izquierda), así como su baja luminosidad al centro (LLAGNs), dos fenómenos que ya se habían identificado en el núcleo de esta galaxia elíptica.

Pero… ¿cómo estar seguros que es un agujero negro y no otra cosa rara?

En efecto, una “sombra” parecida a la que observamos podria ser producida por cualquier objeto compacto y masivo con órbitas circulares inestables de fotones. Entre las alternativas exóticas a los agujero negros podemos encontrar las “singularidades desnudas“, “estrellas de bosones” y los “estrella gravitacional de vacío o gravastar“. Sin embargo algunos de estos exóticos objetos compactos son incompatibles con las observaciones. En un caso por el máximo valor de masa encontrado para el objeto central de M87, por ejemplo, las sombras producidas por “singularidades desnudas” serían mucho más pequeñas que la observada. O por otro lado, las “estrellas de bosones” no producen jets (y no nos queda duda de que M87 tiene uno muy bonito) y por la distribución del material a su alrededor, la imagen de una “estrella de boson” sería más bien como un círculo lleno de luz, carente de un hueco oscuro. Finalmente, la imagen producida por un “gravastar” podría ser similar a la producida por un agujero negro. Sin embargo, como los gravastares no tienen horizonte de eventos, observacionalmente pueden diferenciarse de los agujeros negros dada la dinámica del material que es atraído hacia ellos, sus intensos campos magnéticos o a su excesiva radiación infrarroja. Así que… esta imagen observada sólamente puede ser explicada si se trata de un agujero negro supermasivo.

Figura 4. Miembros de la colaboración del EHT en el festejo después de la presentación de la 1ra imagen de un agujero negro. Conoce más de su experiencia durante las observaciones del 2017 este astrobito. Crédito: Jason SooHoo, colaborador del EHT.

En conclusión

El Event Horizon Telescope ha brindado una nueva forma de estudiar la curvatura del espacio-tiempo generada por los objetos compactos, la cual es complementaria a la detección de ondas gravitacionales producidas por la colisión entre agujeros negros estelares por la colaboración LIGO/VIRGO. Mientras que el EHT ha demostrado la existencia de los agujeros negros supermasivos a escalas de millones de masas solares, LIGO/VIRGO ha demostrado su existencia a escalas de apenas unas cuantas masas solares. En la teoría de relatividad general de Einstein, una propiedad básica de los agujeros negros es que su tamaño se escala de forma lineal con la masa del mismo. Así, combinando los parámetros observacionales de los distintos tipos de agujeros negros detectados por estas dos colaboraciones ¡podemos inferir que la relación tamaño-masa de los agujeros negros se mantiene en un rango de 8 ordenes de magnitud!

Finalmente, la última conclusión que presenta el equipo del EHT en su artículo es: “Hemos demostrado que estudios directos de la sombra del horizonte de eventos de candidatos a agujeros negros supermasivos hoy en día ya son posibles vía ondas electromagnéticas, transformando este elusivo límite de un concepto matemático a una entidad física que puede ser estudiada y puesta a prueba a través de observaciones astronómicas repetidas”.

Si quieres conocer más en estos temas de agujeros negros te recomiendo que leas los astrobitos: “El giro final en la unión de un agujero negro binario” y “¿Dónde están los agujeros negros de LIGO?

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