Interferometría

¿Por qué se habla de ALMA como si fuera un único telescopio, cuando en realidad está compuesto de varias antenas repartidas por el llano de Chajnantor?

Estas antenas constituyen el conjunto mencionado en su nombre Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA o Gran Conjunto Milimétrico/submilimétrico de Atacama). Su moderno diseño permite que las antenas funcionen juntas como si fueran un único telescopio gigante, más potente que cualquier antena individual que se pueda construir. Sin esta particularidad tecnológica sería imposible alcanzar las ambiciosas metas científicas de ALMA. Esto se debe a una limitación fundamental que tiene cualquier telescopio dotado de una sola antena o espejo: su baja precisión.

La resolución (o nivel de detalle de la imagen) alcanzada por un telescopio de una sola antena depende tanto de la longitud de onda en la que opera como del diámetro de su antena o espejo. A mayor longitud de onda, peor resolución y a mayor diámetro, mejor resolución. En consecuencia, un telescopio que capta ondas de radio de gran longitud obtiene una resolución de imagen inferior a la de un telescopio del mismo tamaño que opera en longitudes ópticas o infrarrojas.

El Very Large Telescope (VLT) que posee el Observatorio Europeo Austral (ESO) en cerro Paranal para estudiar ondas ópticas e infrarrojas está dotado de 4 telescopios individuales con espejos de 8,2 metros de diámetro. A una longitud de onda infrarroja de aproximadamente 2 micrómetros, estos alcanzan -gracias a la óptica adaptativa- una resolución máxima de aproximadamente 50 miliarcosegundos (un poco más de 10 millonésimos de grado). El diámetro de las antenas de ALMA, con sus 12 metros, es un 50 % superior al de los espejos del VLT. Sin embargo, ALMA observa en longitudes de onda que se encuentran en el rango submilimétrico, es decir, con longitudes hasta mil veces más largas que las de la luz infrarroja. Esto supera con creces la leve ventaja que tienen estas antenas frente a los espejos del VLT en términos de tamaño, con lo cual una antena de ALMA, operando en longitudes milimétricas, tendría una resolución de 20 arcosegundos.

De hecho, para que una sola antena de ALMA alcance una resolución comparable a la del VLT tendría que tener una superficie reflectante de varios kilómetros, cuya construcción sería sin duda inviable. Es por esta razón que ALMA comprende un conjunto de antenas repartidas por una extensa área, donde trabajan juntas utilizando un método conocido como interferometría.

La resolución de un interferómetro no depende del diámetro de las antenas individuales, sino de la separación máxima entre éstas (líneas de base), ya que al alejarlas incrementa la resolución. Las señales de las antenas se combinan y se procesan en un supercomputador —el Correlacionador de ALMA— para simular el funcionamiento de un radiotelescopio individual. En otras palabras, un interferómetro funciona como un radiotelescopio del tamaño del conjunto entero.

Al aumentar la distancia entre las antenas se aumenta el poder de resolución del interferómetro, lo que le permite captar detalles más sutiles. La posibilidad de combinar las señales de antenas separadas por líneas de base de varios kilómetros es crucial para obtener una resolución extremadamente fina e imágenes muy detalladas.

El conjunto principal de ALMA tiene 50 antenas de 12 metros de diámetro dispuestas en configuraciones específicas con separaciones que van de 150 metros a 16 kilómetros. De esa forma, el conjunto simulará un telescopio gigante, mucho más grande que cualquier telescopio de una sola antena que se pueda construir. De hecho, ALMA tiene una resolución máxima incluso superior a la que alcanza el telescopio espacial Hubble en las longitudes de onda visibles.

Otras cuatro antenas de 12 metros de diámetro y doce antenas de 7 metros forman el Conjunto Morita o Conjunto Compacto de Atacama (ACA, en su sigla en inglés). Las antenas de 7 metros pueden concentrarse en un área más pequeña sin interferir unas con otras. Debido a la forma en que funcionan los interferómetros, esta disposición les permite proporcionar una imagen más general de los objetos astronómicos que se observen. Por otro lado, las cuatro antenas de 12 metros del ACA se utilizan por separado para medir el brillo absoluto de los objetos observados, nivel que no se puede medir con un interferómetro.

Así, las distintas configuraciones del telescopio permiten a los astrónomos estudiar tanto la estructura general de una fuente astronómica como sus detalles más pequeños. Sin embargo, para pasar de una configuración compacta a una amplia hay que desplazar las antenas. Esto se logra con camiones transportadores hechos a medida, capaces de levantar las antenas (que pesan más de 100 toneladas) y trasladarlas por varios kilómetros en el desierto para luego colocarlas sobre plataformas de concreto (bases) con precisión milimétrica.

Con la interferometría, las numerosas antenas de ALMA operan juntas como un dispositivo científico único, gracias al cual los astrónomos hacen observaciones que sería imposible de lograr con una sola antena. Es por esto que nos referimos a ALMA como un telescopio revolucionario en vez de un grupo de antenas.

Para saber más sobre el funcionamiento interferométrico de ALMA, véase el artículo titulado ¿Cómo se generarán imágenes con ALMA?, publicado (en inglés) en el ALMA Newsletter n.º 5.