Dicen que más vale una imagen que mil palabras. Esta imagen (simulada por ordenador) muestra cómo se vería la sombra del agujero negro supermasivo M87* observada con VLBI a 1.3 mm (230 GHz) y a 0.87 mm (345 GHz). Seguro que recuerdas la famosa imagen anular de los agujeros negros M87* (LCMF, 10 abr 2019) y Sgr A* (LCMF, 30 may 2022); ambas imágenes fueron obtenidas por el EHT (Telescopio del Horizonte de Sucesos) usando VLBI a 1.3 mm (1300 μm) con 8 y 11 radiotelescopios en abril de 2017. Se publica en The Astronomical Journal la primera observación (de prueba) con interferometría de base muy larga (VLBI) a 0.87 mm (870 μm) usando 6 radiotelescopios en octubre de 2018. Por desgracia, tanto el número de radiotelescopios como el de observaciones son insuficientes para reconstruir una imagen de la sombra de M87* y Sgr A*. Ello no quita que se haya alcanzado todo un récord de resolución angular usando VLBI, nada más y nada menos que 19 μas (microsegundos de arco) para la línea de base más larga (11 Gλ). A pesar de que la relación señal a ruido es diez veces mayor a 1.3 mm que a 0.87 mm (es decir, para este último hay mucho más ruido), los resultados obtenidos parecen muy prometedores. Sin lugar a dudas, las futuras imágenes de M87* y Sgr A* de EHT con VLBI a 870 μm nos ofrecerán información muy valiosa sobre la física de estos agujeros negros y sobre el origen del chorro del primero.

La idea de la VLBI es combinar las observaciones de radiotelescopios distribuidos a lo largo de la superficie terrestre para simular un radiotelescopio con el diámetro de la Tierra. Para mejorar la resolución angular no podemos recurrir a un tamaño más grande que la Tierra, pero se puede reducir la longitud de onda (o, lo que es lo mismo, incrementar la frecuencia). Con VLBI a 1.3 mm, el diámetro de la Tierra son 9.8 Gλ, con lo que la resolución angular máxima alcanzable es de 21 μas (aunque EHT solo alcanzó 25 μas); usando VLBI a 0.87 mm, el diámetro de la Tierra es de 14.7 Gλ y la resolución angular máxima es de 14 μas (aunque en el nuevo artículo solo se han alcanzado 19 μas), una mejora de un 50 %, que puede parecer poco, pero que es mucho (y requiere un trabajo de análisis y un esfuerzo enormes). La imagen multifrecuencia de la sombra anular de M87* y Sgr A* permitirá entender mejor el origen físico de los brillos observados. La variabilidad de Sgr A* tiene una escala de tiempo de ∼200 s (10GM/c³) fue la gran dificultad para obtener su imagen, pero con la VLBI multifrecuencia se convertirá en una virtud; poder seguir la dinámica a dos frecuencias ayudará entender mejor su física. Por desgracia, esto último no se podrá hacer con M87*, cuya escala de tiempo es de ∼3 días; será necesario usar el futuro ngEHT (EHT de próxima generación), cuya primera luz se espera para la década de los 2030.

La opacidad de la atmósfera a 0.87 mm suponía un enorme reto para EHT, por ello se decidió usar VLBI a 1.3 mm. El nuevo artículo muestra que la experiencia adquirida en los análisis de los datos a 1.3 mm permite aprovechar datos a 0.87 mm para sacarles todo el jugo que puedan ofrecer. Sin lugar a dudas los próximos años serán apasionantes en el campo de la VLBI. El nuevo artículo es Alexander W. Raymond, Sheperd S. Doeleman, …, Iván Martí-Vidal, …, Shan-Shan Zhao, «First Very Long Baseline Interferometry Detections at 870 μm,» The Astronomical Journal 168: 130 (27 Aug 2024), doi: https://doi.org/10.3847/1538-3881/ad5bdb. Más información divulgativa en español en Antonio Pérez Verde, «Récord en observación en modo VLBI», Astrométrico, 27 ago 2024; «Científicos del EHT realizan las que, hasta el momento, son las observaciones de mayor resolución hechas desde la superficie de la Tierra», Nota de prensa, ESO, 27 ago 2024; y en inglés en Amy Oliver, «Event Horizon Telescope Makes Highest-Resolution Black Hole Detections from Earth,» CFA, 27 Aug 2024; entre muchas otras.

Esta figura muestra una simulación de la amplitud de las visiblidades (los valores observados no se han publicado, todavía) para M87* y Sgr A*, con VLBI a 1.3 mm (en gris) y a 0.87 mm (en rojo); el nivel de ruido se muestra con el tono de color, siendo el color más oscura para un nivel de ruido más bajo (una S/N más grande). Las visibilidades son las mediciones básicas que se usan para reconstruir las imágenes en VLBI; corresponden a las correlaciones entre las señales de radio de parejas de radiotelescopios ligados en la misma línea de base. Las visibilidades, además de amplitud, tienen una fase (no mostrada en la figura).

Esta figura, a la izquierda, muestra la posición de los interferómetros usados en octubre de 2018 para la primera observación VLBI a 0.87 mm: ALMA (Atacama Large Millimeter-submillimeter Array) y APEX (Atacama Pathfinder Experiment), ambos en Chile, IRAM (Instituto de Radioastronomía Milimétrica) de 30 metros, en Sierra Nevada, España, NOEMA (NOrthern Extended Millimeter Array), en Francia, GLT (Telescopio de Groenlandia), y SMA (Submillimeter Array) en Hawai. En la figura, a la derecha, se comparan las observaciones de prueba a 0.87 mm realizadas en octubre de 2018, en color, con las realizadas en abril de 2017, en gris, las que se usaron para obtener las famosas imágenes de M87* y Sgr A*. De nuevo una imagen vale más que mil palabras, se observa muy claro el porqué las nuevas observaciones no son suficientes para reconstruir una imagen. Y no hay mucho más que contar, sin entrar en detalles técnicos sobre la instrumentación y la metodología de análisis publicada en el artículo (que recomiendo a los interesados en dichos detalles).