¡Hola de nuevo! Esta vez os he preparado una entrada con un contenido sobre Radioastronomía que, en mi opinión, es fascinante. Trata sobre el «brillo» que tienen los cuerpos celestes cuando los observamos en ondas de radio. Puede que el tema parezca a priori aburrido, pero os aseguro que vais a flipar con lo que estáis a punto de leer.
Seguro que a muchos os sonará esta imagen de más abajo, publicada por el Event Horizon Telescope (EHT). Se trata del agujero negro supermasivo que habita en el corazón de la galaxia M87. Esta imagen es en falso color (este agujero negro no es realmente de color naranja). Y es que la imagen que véis NO se corresponde con «luz visible», sino que está hecha con ondas de radio, que fueron emitidas en esas regiones cercanas al agujero negro y llegaron a la Tierra con una frecuencia de 230 GHz (o sea, ondas de radio de longitud de onda milimétrica).
El «brillo» de este agujero negro a 230 GHz es de, aproximadamente, medio Jansky. Y os preguntaréis, ¿qué diantres es eso de un «Jansky»? Pues se trata de la unidad que usamos los radioastrónomos para medir el brillo de los objetos celestes. ¿Y eso de «un Jansky» es mucho brillo o poco? ¡Seguid leyendo!
Imaginad que todos los telescopios del EHT estuvieran observando este agujero negro sin parar durante 10 años. Día y noche, festivos incluidos. Pues bien, TODA la energía que todos esos radiotelescopios acumularían del agujero negro, durante todo ese tiempo, sería menor que la energía gravitatoria que se libera cuando dejáis caer un granito de arroz desde una altura de 1 metro. ¿Qué? ¿Cómo os habéis quedado?
La emisión radio que recibimos del Universo es, salvo raras excepciones, EXTRAORDINARIAMENTE DÉBIL. Un teléfono móvil dejado en la Luna brillaría (visto desde la Tierra), millones de veces más que la mayoría de las fuentes naturales de ondas radio que pueblan el Universo.
Pero ¿cómo es posible que nuestros telescopios sean capaces de detectar emisiones tan débiles provenientes del espacio exterior? La respuesta, a día de hoy, me sigue poniendo los pelos de punta. ¡Y pronto os los pondrá también a vosotros!
Las señales radio que vienen del espacio son miles de veces más débiles que el propio ruido de nuestros receptores. O sea, que el ruido térmico de nuestros aparatos (aunque los mantengamos a decenas de grados bajo cero) ¡es muchísimo más alto que las señales que pretendemos medir! Imaginad, tratar de detectar una señal que es cientos (¡o incluso miles!) de veces más débil que el ruido que la corrompe. Parece imposible, ¿verdad? Pues ahora veréis que no es así.
¿Cómo podemos detectar unas señales tan débiles que permanecen ocultas bajo «toneladas» de ruido? La respuesta está en una importantísima ecuación, que tiene el curioso «honor» de haber sido declarada «información clasificada» durante la Segunda Guerra Mundial.
Se trata de la «relación de van Vleck», que da a quien la posee el poder de controlar «ataques de interferencia» a radares y comunicaciones (los llamados «EW jamming»). Cuando acabó la Gran Guerra y pudo, por fin, hacerse pública esa ecuación, comenzó toda una revolución radioastronómica.
La ecuación de van Vleck es como tener el Teorema del Límite Central (muy famoso en Estadística) y ponerle esteroides; muchos esteroides. Voy a intentar explicar, de forma sencilla, cómo usamos los radioastrónomos esta ecuación, que antaño fue considerada «información clasificada» por el ejército. ¡Top Secret!
Cuando analizas el poder de la relación de van Vleck por primera vez, piensas «¡Esto es mposible! ¡¿Qué diablos se estaría fumando van Vleck cuando escribió esta ecuación?!». Y cuando ves la demostración, te das cuenta de la tenue línea que, a veces, separa a las Matemáticas de la pura magia.
Imaginad que tenemos una señal muy muy débil (la línea roja de la figura de abajo) y la observamos sumada a un ruido que es muchísimas veces mayor que ella (mostrado en negro). Queda claro que la suma de las dos cosas (mostrada a la derecha de la figura) estará completamente dominada por el ruido.
A modo de paréntesis, os diré que la amplitud de la señal roja que se muestra en esta figura es «solo» unas 20 veces menor que el ruido (y no cientos o miles de veces menor, como pasa en Radioastronomía). O sea, que si hubiera graficado esta figura para reflejar realmente las condiciones de ruido en Radioastronomía, la línea roja sería prácticamente indistinguible de una línea horizontal (sus variaciones serían de tamaño similar a un pixel de vuestra pantalla).
Además, suponed que solo seamos capaces de medir el SIGNO de la señal total. O sea, que no tengamos ni idea de la amplitud, sino solo de si la señal está por encima o por debajo del cero. Así es. Nuestros receptores heterodinos solamente pueden guardar poco más que los signos de la señal (+ y -) para trabajar. En realidad, los receptores modernos pueden guardar un poco más que esto, digitalizando la señal a 2 bits o más, en lugar de un solo bit (pero no me quiero alargar demasiado en esta explicación).
En la figura de aquí abajo tenéis la diferencia entre la señal real (que es la suma del ruido y de la fuente observada) y la señal que finalmente guardamos para trabajar (en la que solamente hemos detectado su signo, que muestro en verde y azul).
Pues bien, la relación de van Vleck nos dice que, aunque solo dispongamos de los signos de la señal, si tenemos (al menos) dos receptores observando el mismo objeto, podremos «jugar» con esos signos (+ y -), observados por cada receptor, para poder recuperar… ¡las propiedades la señalita roja de la figura de más arriba!
¿Qué? ¿cómo os habéis quedado? ¿No os parece imposible lo que acabáis de leer? Pues en Radioastronomía, hacemos uso de esta ecuación todos los días y a todas horas. Gracias a esta maravilla de la Estadística, podemos separar la fragilísima señal de agujeros negros lejanos del brutal ruido de nuestros receptores. Lo dicho. Pura magia.
Postdata: Para los más curiosos, cuando digo «jugar» en el párrado de más arriba, me refiero a «realizar correlaciones complejas, corregidas por efectos no lineales debidos a la cuantización de amplitud».
En breve, interferómetros como el SKA detectarán, gracias a su gran número de telescopios y a sus receptores con cuantización multi-nivel (una especie de «van Vleck 2.0»), fuentes con brillos de unas pocas mil-millonésimas de Jansky.
Imaginad. ¡Detectaremos fuentes con brillos para los que necesitaríamos más de la edad del Sistema Solar para poder acumular la energía equivalente a ese granito de arroz cayendo desde un metro!
Y lo voy dejando ya, que tengo alguna de esas señales de agujeros negros esperándome en el disco duro para calibrarla. ¡Espero que os haya gustado esta nueva entrada del blog! Para aquellos que tengáis ganas de más, os paso el enlace a un libro que (siendo muy técnico) es una delicia:
Enlace al libro Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy
Se trata de lo que podríamos llamar «la biblia de la Interferometría Radioastronómica». Hace unos años, Springer la hizo de acceso libre. Por cierto, no es por fardar, pero me abruma que en la última edición de esta «biblia» aparezcan dos referencias a trabajos míos. 🙂
Un cordial saludo. Con respecto al problema cosmologico acerca de «la Singularidad en los eventos de colapso gravitacional en los agujeros negros», quisiera colegiar una «Demostración» que, basada en el «Principio de Equivalencia de la T.G.R», y «la naturaleza física real del Espacio-Tiempo», de la que se deduce que: «tal evento NO ocurre porque la propia fuerza de gravedad en la región del centro de un agujero negro incrementa la Densidad Energética del E-T en una magnitud tal que ni las radiaciones ni los cuerpos involucrados en el colapso pueden continuar desplazándose, de manera que el estado final de un agujero negro es un volumen muy pequeño pero FINITO de E-T de alta densidad y en cuyo interior terminan inmóviles todos los entes físicos involucrados en el colapso» (!?)