La interferencia es un fenómeno físico inherente a la propagación de energía mediante ondas. Si dos o más ondas coinciden en una posición del espacio sus efectos pueden sumarse (interferencia constructiva), o bien, cancelarse (interferencia destructiva). En el caso de la luz –una onda electromagnética–, este fenómeno genera un patrón de regiones brillantes alternado con regiones oscuras, conocido como patrón de interferencia, el cual contiene información de las propiedades de la fuente que emitió la luz.
          Quizás el ejemplo más emblemático de un patrón de interferencia es el experimento de doble rendija realizado por el físico Thomas Young en 1801, el cual consistió en enviar un haz de luz hacia una pantalla con dos perforaciones. La luz que pasa por estas perforaciones se proyecta sobre una segunda pantalla. La separación entre las regiones brillantes en el patrón observado en esta pantalla permite inferir la longitud de onda de la luz. Al análisis de las características de los patrones de interferencia se le conoce como interferometría (ver figura 1).

          En el caso astronómico, la luz de objetos distantes sigue caminos ligeramente distintos al reflejarse sobre los diferentes componentes ópticos de un telescopio, y genera un patrón de interferencia en el punto focal, el cual está relacionado con el máximo nivel de detalle (o resolución angular) que un telescopio puede resolver. Entre mayor sea el diámetro de la superficie reflectora, la resolución angular y la sensibilidad de las imágenes será mejor, he aquí la motivación para realizar observaciones con telescopios de gran tamaño; sin embargo, nuestro nivel tecnológico sólo nos permite la construcción de radiotelescopios de algunos cientos de metros y de algunas decenas de metros para telescopios ópticos, infrarrojos, milimétricos y submilimétricos.
          Con el propósito de sobrepasar este límite, se emplea un arreglo interferométrico, el cual consiste en un conjunto de telescopios que observan de forma simultánea un objeto astronómico. Las señales detectadas por este arreglo se pueden combinar para obtener una resolución angular que corresponde a una superficie reflectora cuyo diámetro tiene el valor de la distancia entre los dos telescopios más separados entre sí. A esta distancia se le conoce como línea de base. Esta técnica requiere de un correlador conectado a la salida de los detectores de cada telescopio para combinar la información de ambos en una sola observación. El correlador compara ambas señales y determina el retraso temporal (o diferencia de fase) entre ellas. A la combinación de la amplitud de la correlación y el retraso temporal se le denomina visibilidad. La reconstrucción de la imagen del objeto astronómico se realiza a partir de la orientación de la línea de base y de la visibilidad.  Los interferómetros modernos como el Jansky Very Large Array (JVLA) o el Atacama Large Millimeter Array (ALMA) pueden modificar el tamaño de sus líneas de base y aprovechar la rotación de la Tierra para adecuarse a diversos objetivos científicos y optimizar la sensibilidad de sus observaciones a las escalas físicas relevantes.

Aún con interferómetros con líneas de base de algunos kilómetros, la resolución angular en longitud de onda de radio no alcanza la resolución equivalente al telescopio espacial Hubble¹. Esto es debido a que la longitud de onda de radio es cien mil veces más larga en comparación con la luz visible (de hecho, se requiere un telescopio de 900km de diámetro para obtener la misma resolución del Hubble a una longitud de onda de 21cm). Este hecho motivó el desarrollo de la VLBI, una técnica que permite usar telescopios separados por cientos o incluso miles de kilómetros. La principal característica de este tipo de arreglos es la ausencia de un correlador conectado entre telescopios. En su lugar, las observaciones de cada elemento del arreglo son almacenadas en medios digitales y etiquetadas con una referencia de tiempo común para su posterior sincronización, la cual debe tener una precisión superior al tiempo de viaje de la luz entre las estaciones más cercanas (típicamente algunos microsegundos); por ende, la técnica de VLBI requiere de un reloj atómico instalado en cada telescopio. La complejidad en este tipo de observaciones aumenta considerablemente, sobre todo porque las condiciones climatológicas varían significativamente en las posiciones geográficas de los elementos del arreglo. En el caso de los interferómetros (sub)-milimétricos la información contenida en los valores de visibilidad puede corromperse debido a que la atmósfera no es completamente transparente en este intervalo del espectro electromagnético, fenómeno que se conoce como pérdida de coherencia. Adicionalmente, la composición de los arreglos VLBI es heterogénea, es decir, el diseño y características de los telescopios son diferentes entre sí. Todos estos factores impactan en la determinación de los valores de la amplitud y la fase de la visibilidad. En consecuencia, las observaciones de VLBI no pueden determinar los valores de la visibilidad para un par único de telescopios, por el contrario, se estiman a partir de las diferencias entre tres y cuatro estaciones dentro del arreglo, las cuales se denominan fases en cerradura (closure-phases) y amplitudes en cerradura (closure-amplitudes), respectivamente. Fase en cerradura se obtiene a partir de las diferencias entre tres telescopios; la amplitud en cerradura corresponde a cuatro telescopios. Estas diferencias permiten "auto-calibrar" las observaciones del arreglo y determinar las ganancias relativas entre telescopios.

EL EHT es la culminación del esfuerzo de varias décadas en desarrollo teórico y tecnológico orientado a la construcción de un arreglo interferométrico capaz de reconstruir la imagen de la sombra de un agujero negro. En abril de 2017 ocho telescopios alrededor del mundo: el Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM/LMT, México), el telescopio de 30m  IRAM (Pico Veleta, España), el Submillimeter Telescope (Arizona, EUA), el James Clerk Maxwell Telescope (Hawaii, EUA), el Submillimeter Array (Hawaii, EUA), el Atacama Pathfinder Experiment (Chile), el Atacama Large Millimeter Array (Chile) y el South Pole Telescope (Antártida) observaron de manera simultánea hacia Sagitario A* y el agujero negro supermasivo en la galaxia elíptica gigante M87. Las observaciones fueron realizadas en longitud de onda de 1.3mm.
          El arreglo generó cinco petabytes de datos científicos y de calibración (esto es el equivalente a descargar 373 años de video en alta resolución). La estrategia para la reconstrucción de la imagen de M87* consistió en realizar varios análisis de forma independiente y cuantificar las diferencias entre las imágenes resultantes. En primer lugar, cada sitio de observación dividió sus datos en crudo enviando la mitad de ellos hacia el MIT Haystack Observatory en EUA, y la segunda mitad fue enviada al Max Planck Institute for Astrophysics en Bonn, Alemania. Ambos institutos cuentan con el suficiente poder de cómputo para correlacionar las observaciones crudas y obtener las fases en cerradura y las amplitudes en cerradura. Estas cantidades son empleadas como información de entrada hacia los algoritmos de reconstrucción de imagen. Se seleccionaron cuatro grupos de investigación dentro de la colaboración que, de manera independiente, utilizaron técnicas diferentes para la obtención de una imagen (ver figura 2).

          La primera técnica utilizada en la reconstrucción de imágenes interferométricas es la conocida como CLEAN, con la cual se reconstruye de forma iterativa una imagen suponiendo que se compone de un conjunto de fuentes más pequeñas que el elemento de resolución del interferómetro (fuentes puntuales). La segunda técnica genera imágenes directas a partir de los valores de visibilidad adoptando un criterio de máxima verosimilitud regularizada (RML). En este caso las funciones de regularización imponen condiciones a la imagen reconstruida como el nivel de suavidad o la granularidad, y verifican si la imagen producida explica los datos observados. En una segunda etapa del proceso de reconstrucción se realizó una búsqueda intensiva de los valores para los parámetros de control de ambas técnicas. Para ello se emplearon observaciones sintéticas, es decir, simulaciones de una serie de imágenes conocidas que se procesan de la misma forma que las observaciones reales. Tres aproximaciones diferentes se emplearon en esta búsqueda: DIFMAP, que aplicó la técnica CLEAN, y dos más denominadas EHT-IMAGING y SMILI las cuáles utilizaron RML. Después de determinar los parámetros que recuperaban los datos sintéticos con mayor precisión, se aplicaron a las observaciones de M87*. Las tres técnicas de reconstrucción producen imágenes similares dentro de las incertidumbres.

En resumen, la imagen obtenida se puede describir como un anillo de 40 micro-segundos de arco de tamaño. El anillo es alrededor de diez veces más brillante que la región oscura al centro de la imagen, lo cual es consistente con la sombra producida por un agujero negro supermasivo de 6,500 millones de masas solares. El brillo de anillo es asimétrico (es decir, la sección sur es más brillante).
          Es importante señalar que el GTM es uno de los telescopios más relevantes del arreglo, ya que las reconstrucciones realizadas sin las observaciones hechas por este telescopio mostraron que la asimetría norte-sur del anillo desaparecía. Sin la presencia de esta asimetría, el sentido de rotación del agujero negro no puede ser determinado (ver figura 3).

Un conjunto de 420 simulaciones magneto-hidrodinámico-relativistas (GRMHD) fueron realizadas para determinar el momento angular del agujero negro y el flujo magnético en el disco de acreción. Estas simulaciones se pueden usar para determinar si el agujero negro y el disco de acreción giran en la misma dirección o en dirección contraria. A la vez, la evolución del flujo magnético puede considerarse con una evolución estándar y normal (SANE), por sus siglas en inglés) o si el campo magnético distorsiona violentamente el disco de acreción (MAD). Aunque la mayoría de estos modelos reproducen las observaciones, las propiedades del jet relativista permiten determinar que la rotación del material en el disco de acreción es en la dirección horaria, y que tanto el disco como el agujero negro tienen la misma dirección de giro (ver artículo de David Hughes y de Laurent Loinard en este mismo número de Ciencia y Desarrollo).

La imagen de la sombra del agujero negro supermasivo en M87 es un hito científico: marca el inicio del análisis de las propiedades de los agujeros negros, en escalas del horizonte de eventos, para resolver las preguntas abiertas de la relatividad general como ¿existe algo que prevenga la formación de una singularidad dentro de un agujero negro?, o ¿hay una forma de unificar la relatividad con la mecánica cuántica? La respuesta a estas preguntas requiere de observaciones con una mayor resolución y sensibilidad que permitan mejorar las restricciones de los modelos teóricos. En 2018 se incorporó al EHT el telescopio de Groenlandia, y en 2020 lo harán el interferómetro NOEMA, en Francia, y el telescopio de 12m de Kitt Peak, en Arizona. Esto no es todo, ya que la colaboración del EHT trabaja en la instalación de receptores de 0.85mm, los cuales dotarán al arreglo de una mejor resolución angular y mayor sensibilidad. En conclusión, la expansión del EHT continúa con el propósito de abordar otras preguntas fundamentales en la física y la astronomía.