¡Lo hemos hecho! Hemos encontrado «el eslabón perdido» de la Astrofísica Observacional de agujeros negros: el nexo que une el corazón de un agujero negro (su «sombra») con el chorro relativista que, de una forma fascinante, escapa de allí casi a la velocidad de la luz. ¡Vamos a ver de qué va esto!

Este fantástico resultado, que se publica hoy en la revista Nature, es la cumbre de años de trabajo de un fabuloso equipo de VLBI, liderado por RuSen Lu (Univ. de Shanghai), en el que tengo la fortuna de encontrarme. Esta nueva imagen es un complemento ideal de la que se publicó, en 2019, por parte del Telescopio de Horizonte de Sucesos (el «EHT», por sus siglas en inglés). ¡Las dos imágenes, juntas, nos aportan mucha información sobre lo que está ocurriendo cerca del horizonte de sucesos!

¿Por qué este resultado es tan importante? Durante décadas, el modelo más aceptado de Núcleo Activo de Galaxia (AGN) es el de un agujero negro supermasivo, que traga material a través de un «disco de acreción», expulsando parte de dicho material a través de un «chorro relativista». Hasta ahora, no teníamos una imagen directa del nexo de unión entre el disco y el chorro, habiendo varias cuestiones abiertas: ¿Ese chorro nace cerca del horizonte de sucesos o más lejos, en el disco? ¿De dónde sale la energía para expulsar ese material a tan altas velocidades?

Y ahora, por fin, tenemos una imagen donde se ve, de forma directa, el maravilloso nexo entre la sombra de un agujero negro supermasivo y su chorro relativista asociado. ¡Estamos viendo la luz que nos llega del potente motor que hay en el mismísimo «corazón de la bestia»!

La imagen de M87* del EHT nos muestra un anillo de luz, originado (en buena parte) por rayos que estuvieron orbitando al agujero negro. Esa imagen está un poco «contaminada» por el disco de acreción. Pero, ¿por qué no vemos también el chorro relativista en la imagen del EHT?

La respuesta es complicada. Por una parte, el EHT tiene «demasiada resolución» para ver el chorro, que es muy extenso. Por otra, ese chorro brilla muy poco a la frecuencia a la que observa el EHT; brilla mucho más a frecuencias más bajas, al igual que el propio disco de acreción.

Cada parte de M87* domina a diferentes frecuencias. Para ver mejor disco y chorro, debemos ir a frecuencias bajas, y si queremos ver mejor el anillo, ir a frecuencias altas. De hecho, este año el EHT ha observado a una frecuencia un 50% mayor que la del 2019. ¡Saldrá un anillo precioso!

El anillo del EHT, hecho de la luz que orbita al agujero negro, nos habla de la curvatura espacio-temporal cerca del horizonte (o sea, nos permite poner a prueba la Relatividad General). No obstante, el disco y el chorro nos hablan de cómo se comporta el plasma en esa región (o sea, la «Magnetohidrodinámica Relativista»).

Así pues, si observamos M87* a frecuencias más bajas que las del EHT, pero manteniendo una resolución casi tan alta como la suya, podremos cazar varios pájaros de un tiro: veremos sombra, disco y chorro, todo en una misma imagen. Pero ¿hay algún instrumento capaz de hacer esto?

¡La respuesta es sí! Se trata de la Red Global de VLBI milimétrico (GMVA), que en estas observaciones contó con dos aliados fundamentales: el telescopio ALMA y el Gran Telescopio de Groenlandia (GLT). En ambos casos, mis algoritmos de calibración ayudaron a su inclusión en la Red.

Imaginad nuestras caras de alegría cuando vimos que, con la sensibilidad y la resolución extra que nos dan ALMA y el GLT, estas observaciones nos permitieron ver… ¡una sombra central en M87*, al igual que con el EHT!… ¡Pero con el fantástico añadido extra del chorro relativista!

El anillo que vemos con el EHT, rodeando la sombra, nos habla mayormente del anillo de fotones (¡Relatividad General!), mientras que la imagen de la GMVA (mostrada en verde en esta animación) también nos da mucha emisión del disco y el nacimiento del chorro (¡Magnetohidrodinámica Relativista!).

Un resultado curioso es que la imagen central que vemos con la GMVA es más grande que la del EHT. Esto se debe a un fenómeno llamado «autoabsorción», que hace que la parte interna del disco sea como una «pared», que no deja escapar a su propia radiación, a la frecuencia de la GMVA.

Así pues, la parte central, donde se encuentra el anillo fotonesférico, se ve mejor a frecuencias altas, como la del EHT. La imagen de la GMVA casi no contiene brillo de la fotonesfera, sino que está dominada por la emisión de la parte del disco que no está «autoabsorbida».

Otro resultado curioso es que el chorro no es uniforme en toda su extensión, sino que parece estar formado por tres componentes estrechas: una central (que llamamos «espina») y dos a los estremos (el «borde»). Esto nos da mucha información sobre el mecanismo de producción del chorro.

Esta estructura «triple» nos indica, por ejemplo, que el agujero negro tiene una rotación nada despreciable (puede que más de la mitad de su máximo permitido) y que el chorro está producido, seguramente, por el llamado «mecanismo de Blandford-Znajek» (BZ). Ahora os cuento:

Según el mecanismo BZ (el que creemos que está teniendo lugar en M87*), cuando un campo magnético permea la «ergosfera» de un agujero negro (la región donde el espacio es «arrastrado» por la rotación del agujero, a velocidades superlumínicas para observadores distantes) puede succionar energía del agujero negro (es como si el espacio, al ser «arrastrado» por el agujero negro, fuese un conductor que transfiere energía desde el agujero hasta el campo magnético) e inyectarla en la materia que está cayendo por allá, permitiendo que ésta escape formando el famoso chorro.

El mecanismo BZ predice una forma para la base del chorro, pero ésta difiere un poco de la de la imagen de la GMVA. ¡Parece que la realidad no encaja del todo con el mecanismo BZ! Una posible explicación serían «vientos», debidos al disco o a la corona, que podrían deformar el chorro.

Estos vientos también pueden jugar un papel en la colimación del chorro en esta región crítica, tan cercana al agujero negro. En cualquier caso, esta interpretación deberá corroborarse con observaciones futuras. ¿Qué? ¿Cómo os habéis quedado? ¿A que la Radioastronomía mola?

¡Hasta luego!

¡El tiempo vuela! Han pasado 4 años desde que la Colaboración Event Horizon Telescope (EHT, el Telescopio de Horizonte de Sucesos) mostró al mundo la primera imagen de un agujero negro. Una publicación histórica, de la que tengo la enorme fortuna de ser coautor ¡Es todo un orgullo formar parte de este fabuloso equipo!

Estas efemérides se merecen una entrada en el blog. ¿Qué nos muestra realmente esta imagen? ¿Qué hemos aprendido de ella? En estas líneas que siguen, trataré de ahondar un poquito en estas preguntas.

Esta es la primera imagen de las inmediaciones de un horizonte de sucesos. Es una confirmación directa de que en el Universo existen objetos de gravedad tan extrema, que pueden doblegar las trayectorias de la luz hasta obligarla a orbitar a su alrededor. Imaginad. ¡Órbitas hechas de luz! No de planetas ni asteroides… sino de rayos de luz.

La región del espacio donde existen esas órbitas hechas de luz es lo que llamamos la «fotonesfera» del agujero negro. No debéis confundir esto con una «fotosfera», que tiene un significado muy diferente en Astronomía: una fotosfera es la región donde se produce (mayormente) la luz que recibimos de un astro.

La luz que orbita un agujero negro lo hace de forma inestable. Este tipo de «órbitas inestables» no existen en la Mecánica Newtoniana. Básicamente, si perturbamos (o sea, damos un empujoncito) un cuerpo con una órbita circular, el cuerpo pasará a tener una órbita elíptica muy parecida a la circular que tenía originalmente. No obstante, en una órbita cerrada inestable, cualquier perturbación acabará, al poco tiempo, rompiéndola por completo. Eso significa que esas órbitas lumínicas pueden quebrarse en cualquier momento, dejando escapar a los rayos de luz que había allí atrapados, para que comiencen una eterna odisea vagando por el espacio intergaláctico.

Algunos de esos afortunados rayos de luz se dirigirán rumbo a la Tierra, llevando codificada en sus entrañas la información necesaria para que el Event Horizon Telescope (EHT) pueda reconstruir la imagen de aquel lugar donde estuvieron atrapados más de 50 millones de años atrás.

La imagen se compone de dos partes: una viene directamente del disco de materia que alimenta al agujero negro (el «disco de acrecimiento»). La otra viene del anillo de luz formado por los rayos de la fotonesfera que rompieron sus órbitas alrededor de ese abismal pozo gravitatorio.

Midiendo el tamaño del anillo (y conociendo la masa de M87* y su distancia a la Tierra), podemos poner a prueba las predicciones más salvajes de la Relatividad General: las que nos dicen cómo se mueve la luz cerca del horizonte de sucesos; esa frontera del espacio y del tiempo.

No obstante, dependiendo del modelo usado en los ajustes, el anillo de luz que hay en la imagen de M87* sólo representa entre el 10 y el 50% de la imagen total; el resto de la emisión que vemos es «contaminación», debida a la emisión directa del disco de acrecimiento.

Eso complica un poco las cosas, siendo una importante fuente de incertidumbre en la medida del tamaño del anillo. Hay varias formas de disminuir ese error (esa «contaminación» del disco). En un par de semanas, os hablaré de la mejor de ellas, junto con unos resultados espectaculares que estamos a puntito de publicar.

Una forma de minimizar el efecto del disco y obtener la señal pura del anillo es imponer (usando técnicas estadísticas avanzadas) que *debe* haber un anillo de luz en los datos del EHT. O sea, que la imagen obtenida ya no será completamente agnóstica a la Relatividad General.

Aunque la imagen publicada por el EHT no presupone absolutamente nada sobre la Relatividad (por lo que es un «test puro» de la misma), podemos «imponer» la existencia del anillo para exprimir al máximo los datos… El precio es que los test resultantes ya no serán «puros».

El resultado de ese análisis fue un precioso artículo del que fui co-firmante: Broderick et al. (2022), donde mostramos la imagen súper-resuelta del anillo, dominado por los fotones que orbitaron por detrás del agujero antes de iniciar su camino a la Tierra (esos fotones forman lo que llamamos «la componente n=1» del anillo).

Curiosamente, lo que para unas tareas es ruido (el disco de acrecimiento, que no nos deja ver bien el anillo), para otras tareas es justamente la señal que buscas. Un ejemplo es la imagen polarizada de M87*, donde la emisión del disco imprime una preciosa estructura espiral con un montón de información.

Lo que vemos en esa imagen polarizada es la huella dactilar de la interacción directa entre materia, luz, magnetismo, espacio y tiempo. ¡Todo a la vez y en todas partes! Esa espiral polarizada nos dice que hay un campo magnético polar atravesando el disco y la ergosfera de M87* (la ergosfera es una región donde la rotación del agujero negro arrastra consigo al espacio, obligándolo a «moverse» a velocidades súper-lumínicas).

Ese campo ayuda a producir un fantástico chorro de plasma que surge de allí. Pero ¿cómo se forma ese chorro? ¿Podemos decir algo sobre la creación de antimateria por esos lares? Son preguntas que iremos atacando poco a poco en el EHT. ¡Manteneos a la escucha!

Y lo voy dejando por hoy. ¡Nos vemos en la siguiente entrada del blog!

Acabo de prepararos la última entrada sobre mi visita a Metsähovi. Una que seguro que nos os dejará indiferentes. ¿Sabíais que en la actualidad podemos medir la distancia Tierra-Luna (y las distancias a satélites artificiales) con una precisión de un milímetro? ¿Cómo se hace esto? ¿Y para qué sirve? ¡Vamos a ello!

Antes de empezar, os hablaré de unos dispositivos ópticos muy curiosos, de los que seguramente llevaréis algunos en vuestras bicis o cascos; unos dispositivos que, aunque son muy sencillos de entender y construir, hacen posible esta proeza: me refiero a los «retroreflectores».

Un retroreflector es un tipo de espejo que tiene la propiedad de reflejar los rayos de luz… justo en la misma dirección desde donde vinieron. ¡¿Cómooor?! Pero ¿esto no contradice a la famosa «ley de la reflexión» de Fermat? ¿Cómo puede haber espejos que violen esta ley?

En un espejo normal, si te pones frente a él al lado de un amigo, cada uno podrá ver el reflejo del otro. Variando la dirección en la que miran vuestros ojos, también podréis ver el pelo de vuestro amigo, su ropa, zapatos, etc.

No obstante, si os ponéis frente a un retroreflector, cada uno de vosotros solamente podrá ver sus propios ojos. No habrá forma de ver nada que no sean vuestros propios ojos, miréis en la dirección en la que miréis en la superficie retroreflectora. Curioso, ¿verdad?

Una forma de hacer un retroreflector es con tres espejitos puestos en direcciones perpendiculares, tal y como veis en la animación de abajo. Fijáos como los rayos de luz vuelven exactamente por donde vinieron. Siempre. Hay otros diseños posibles, como combinando lentes y espejitos.

Aquí tenéis fotos de unos retroreflectores de microondas que hay en el Observatorio de Metsahovi. Se usan para que los satélites de teledetección puedan alinear sus medidas con posiciones exactas en la Tierra (son como «faros», para que los satélites sepan dónde están mirando).

Puede que los retroreflectores más famosos del mundo sean los que se encuentran en la superficie de la Luna, llevados allí por los astronautas de la misión Apollo de la NASA. Aquí tenéis una foto de estos dispositivos, recién instalados. ¿Por qué los pusieron allí?

Pues para poder enviar rayos láser desde la Tierra y recibirlos siempre de vuelta, independientemente del lugar del mundo desde donde se envíen. De esa forma, midiendo el tiempo que pasa entre la emisión y la recepción, puede medirse con precisión la distancia a esos espejos lunares.

Gracias a esos espejos, hemos podido medir cómo la Luna se está alejando de la Tierra, a razón de 3.8 centímetros por año. En otra entrada es este blog os hablé de este fenómeno y de cómo se relaciona con la lenta variación en la duración de los días. Pero sigamos hablando de lo que toca hoy.

Además de en la Luna, también hay satélites artificiales con retroreflectores. El objetivo es lanzar rayos láser desde la Tierra para medir la distancia a ellos. Si medimos el tiempo de vuelo del rayo con precisión de billonésimas de segundo, mediremos esas distancias al milímetro.

La tecnología usada para estas medidas es formidable. Hace falta generar un rayo láser potentísimo, y con un control de tiempo al nivel de billonésimas de segundo. Ese láser se envía al espacio a través de un telescopio (ya véis; ¡en lugar de recibir luz, esta vez la emite!).

Cuando la luz llega al satélite, el retroreflector la envía de nuevo al telescopio que, esta vez, entra en modo normal (observación) para recibir los pocos fotones que hayan sobrevivido a todo el viaje de ida y vuelta, midiendo su tiempo de llegada con un reloj atómico.

Estos telescopios (que actúan como emisor y receptor del láser) deben tener unas monturas muy precisas, para poder «cazar» y seguir a los satélites que pasen por el cielo del observatorio. Pueden apuntar a los satélite con un segundo de arco de precisión, sin requerir calibración.

Bueno, ¿y qué ganamos midiendo distancias a satélites con esta precisión? Esta tecnología, llamada «SLR» (Satellite Laser Ranging) permite medir el campo gravitatorio de la Tierra con finísimo detalle, detectando incluso posibles anomalías en la posición del Centro de la Tierra.

Fijáos que el centro geométrico del geoide terrestre no tiene por qué coincidir con el centro de masas (CM) de la Tierra. De hecho, la diferencia entre ambos puntos está contínuamente cambiando con el tiempo. Y la técnica SLR es ideal para detectar ese efecto, en el que influyen factores como la deriva continental, las mareas y las corrientes internas de magma.

Para estudiar la gravedad de la Tierra con este nivel de detalle, descomponemos matemáticamente nuestro planeta en los llamados «armónicos esféricos», con los que podemos hacer nuestros cálculos gravitatorios de forma sencilla.

Estos armónicos esféricos son los mismos que podéis ver en un libro de Química que hable de los orbitales atómicos. ¡Las Matemáticas son Poesía! Las funciones con las que describimos la estructura atómica pueden usarse para modelar la estructura de nuestro planeta ¡Y mucho más!

Estos armónicos esféricos tienen, además, propiedades que los hacen muy útiles en Geodesia y, particularmente, en SLR. Por ejemplo, los efectos de marea producidos por la Luna pueden estudiarse de manera más fácil si los descomponemos usando estas mismas funciones. Los coeficientes de esta descomposición (que aportan mucha información sobre la elasticidad de nuestro planeta) reciben el bonito nombre de «números de Love» (y no porque los midiera Cupido, sino porque la persona que los definió tenía ese interesante apellido).

Pues ya lo veis: con el SLR, podemos medir la gravedad de la Tierra y sus variaciones con precisiones extraordinariamente altas. Incluso podemos detectar efectos post-newtonianos (relativistas). ¡Y no os imagináis la de cosas que se aprenden midiendo nuestro planeta con tanto detalle!