¿Cómo observar los detalles del cielo?

Los astrónomos siempre buscamos tener telescopios más grandes pero ¿Por qué esta obsesión con el tamaño? La respuesta es simple: los necesitamos para estudiar con mayor detalle las estrellas. El poder que tiene un telescopio para reconocer detalles cada vez más finos depende de la longitud de onda a la que se está observando y del tamaño del diámetro de su espejo principal. Sin embargo, construir telescopios extremadamente grandes no es una tarea fácil. Por ejemplo, mientras más grandes son los espejos más peso tienen y la gravedad actúa sobre ellos deformándolos. Por otro lado, los grandes telescopios requieren de grandes infraestructuras, mover la cúpula que los mantiene seguros también es un reto, sobre todo cuando debe cambiar de posición con una precisión de apenas unos cuantos centímetros.

Actualmente, los grandes consorcios astronómicos cuentan con telescopios cuyo espejo primario supera los 8 metros. Algunos ejemplos son el Very Large Telescope (VLT) al norte de Chile; Subaru y Keck en Hawái; o el Gran Telescopio de Canarias (GTC) en España. Todos esos ejemplos requieren de un edificio de, más o menos, diez pisos para albergar el telescopio mismo y los instrumentos que lo acompañan. Sin embargo, aún no nos damos por vencidos en nuestra búsqueda por construir telescopios más grandes y la próxima generación incluirá espejos principales (eso si, no de forma monolítica sino formados por varios paneles individuales) de más de treinta metros de diámetro ¿Se imaginan un telescopio del tamaño de una campo de futbol, y una cúpula del tamaño del estadio? Bueno, el mundo espera ver el primero de ellos, el Extreme Large Telescope (ELT), en la siguiente década.

Supongo que ahora mismo alguno de ustedes pensará: ¡Claro! En algún momento será imposible seguir construyendo telescopios cada vez más grandes y no podremos seguir estudiando el Universo (#epicfail, #nomorediscoveries) ¡No se preocupen! La respuesta a ese problema es una técnica observacional inventada hace más de cien años llamada interferometría. Esta técnica ha sido muy usada por los radioastrónomos desde los años 60, y ha sido la responsable de poder realizar descubrimientos tan importantes como los cuasares, por el cual Martin Ryle y Antony Hewish ganaron el premio Nobel de Física en 1974.

¿Cómo funciona la interferometría? Esta técnica combina dos o más telescopios para formar uno solo cuyo poder para separar detalles u objetos en el cielo es proporcional a las separaciones entre los telescopios que forman el interferómetro. Algunos ejemplos de interferómetros exitosos incluyen el Atacama Large Millimeter Array (ALMA), en Chile, o el Very Large Array (VLA) en Nuevo México. Éste último es especialmente famoso por la aparecer en innumerables películas, incluyendo “Contact”, la cual está basada en la novela, del mismo nombre, creada por Carl Sagan. Este año la radiointerferometría nos brindó otro gran hito al lograr combinar ocho telescopios (uno de ellos aquí en México) a lo largo de todo el mundo para reconstruir la primer imagen de un agujero negro.

Sin embargo, a longitudes de onda del óptico o el infrarrojo, la situación es un poco distinta. A pesar de que las primeras aplicaciones de la interferometría en la Astronomía permitieron medir diámetros de algunas estrellas en 1872 por Edouard Stéphan (director del Observatorio de Marsella) usando telescopios ópticos, la técnica tomó un descanso de más de 100 años hasta que la tecnología maduró lo suficiente para volver a intentarlo. En la actualidad el Very Large Telescope Interferometer (VLTI) es el interferómetro infrarrojo más importante del mundo.

Con la posibilidad de combinar hasta cuatro telescopios de ocho metros o cuatro de dos metros, el VLTI lleva poco menos de dos décadas funcionando. Actualmente cuenta con tres instrumentos (PIONIER, GRAVITY y MATISSE) que nos permiten observar en distintas longitudes de onda que van desde las 1.7 micras hasta las 12 micras. Combinar la luz de cuatro telescopios no es una tarea fácil, sin embargo, los resultados valen el trabajo. Tan solo el año pasado GRAVITY fue capaz de medir con alta precisión la trayectoria de la estrella (conocida) más cercana en su paso por el punto más próximo al agujero negro super masivo en el centro de nuestra Galaxia: SgrA*.

Desde hace un año, en el Instituto de Astronomía de la UNAM trabajamos en colaboración con el consorcio GRAVITY. Nuestra investigación forma parte del programa de estrellas masivas, el cual ayudamos a coordinar. En particular, tratamos de estudiar las colisiones de los vientos de las estrellas de alta masa. Uno de nuestros proyectos más importantes intenta determinar los cambios en la morfología creada por el choque de los vientos de la binaria en el núcleo de Eta Car. Para ello, hemos diseñado un programa de monitoreo del sistema desde 2016.

El principal reto del proyecto consiste en recuperar las imágenes de los datos interferométri-cos. Para ello debemos utilizar técnicas de reconstrucción similares a las utilizadas en los es-caneos de resonancia magnética ¿Se imaginan reconstruir una fotografía de la cual se han perdido más del 90% de los píxeles que la componen? De esa magnitud es el reto de nuestro trabajo. Actualmente, nos encontramos en la etapa de diseño de nuevos algoritmos de reconstrucción que puedan ser utilizados por la comunidad astronómica internacional; y que nos permitan obtener el mayor provecho de la nueva instrumentación. Si sienten más curiosidad al respecto, no duden en visitarnos en el Instituto de Astronomía y revisar The Messenger (la revista de divulgación del European Southern Observatory) del próximo diciembre, el cual será un número especial con los resultados más sobresalientes de GRAVITY (incluido nuestro programa de imágenes de Eta Car).