Que es Radioastronomía

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INTRODUCCIÓN

Radioastronomía, rama de la astronomía que estudia los objetos celestes y los fenómenos astrofísicos midiendo su emisión de radiación electromagnética en la región de radio del espectro.

Historia de la radiostronomia

A finales del siglo XIX se llevaron a cabo intentos infructuosos para detectar la radioemisión celeste. El ingeniero estadounidense Karl G. Jansky, mientras trabajaba en Bell Laboratories en 1932, fue el primero en detectar ruidos provenientes de la región cercana al centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, durante un experimento para localizar fuentes lejanas de interferencias de radio terrestres. La distribución de esta radioemisión galáctica fue cartografiada por el ingeniero estadounidense Grote Reber, utilizando un paraboloide de 9,5 m que construyó en su patio de Wheaton, Illinois. En 1943 Reber también descubrió la largamente codiciada radioemisión del Sol. La radioemisión solar había sido detectada pocos años antes, cuando fuertes estallidos solares produjeron interferencias en los sistemas de radar británicos, estadounidenses y alemanes, diseñados para detectar aviones.
Como resultado de los grandes progresos realizados durante la II Guerra Mundial en antenas de radio y receptores sensibles, la radioastronomía floreció en la década de 1950. Los científicos adaptaron las técnicas de radar de tiempo de guerra para construir diversos radiotelescopios en Australia, Gran Bretaña, Países Bajos, Estados Unidos y la Unión de Repúblicas Socialistas Soviéticas, y muy pronto se despertó el interés de los astrónomos profesionales.
Fuentes de radioemisión discretas fueron catalogadas en número creciente y, desde la década de 1950, fueron identificadas muchas radiofuentes como distantes galaxias visibles. En 1963, la continua investigación de radiofuentes muy pequeñas llevó al descubrimiento de radiofuentes casi estelares llamadas quásares que, debido a que presentaban desplazamientos hacia el rojo de una magnitud sin precedentes, parecían encontrarse a distancias enormes de la Tierra. Poco después, en 1965, los radioastrónomos estadounidenses Arno Penzias y Robert W. Wilson anunciaron el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas cósmica de 3 K (-270 °C), que tiene muchas implicaciones para las teorías del origen del Universo y su evolución. En 1968 se descubrió un tipo nuevo de radiofuente, el púlsar, identificado rápidamente como una estrella de neutrones que gira a gran velocidad.
Durante muchos años, los astrónomos se concentraron en el estudio de longitudes de onda relativamente largas, cercanas a 1 m, para las que era fácil construir grandes estructuras de antenas y receptores sensibles. Al desarrollarse las técnicas para construir estructuras más grandes y más precisas, y perfeccionarse los equipos de recepción de onda corta, las bandas de longitud de onda de hasta 1 mm cobraron especial importancia. Al mismo tiempo, el desarrollo de la tecnología espacial (véase Astronáutica) permitió realizar observaciones de longitudes de onda muy largas por encima de la ionosfera, por lo general opaca a la radiación de longitud de onda superior a 20 metros.

Principios de radiostronomia

La radioemisión cósmica, por lo que sabemos, proviene de procesos naturales, aunque de vez en cuando también se utilizan los radiotelescopios para buscar (hasta ahora sin éxito) posibles fuentes de radioemisión de inteligencia extraterrestre (véase Exobiología). Se ha reconocido que algunos mecanismos físicos producen la radioemisión observada.

Tipos de emisión

A causa de los movimientos aleatorios de los electrones, todos los cuerpos emiten radiaciones térmicas, o calor, características de su temperatura. Se han utilizado mediciones cuidadosas, en todo el espectro, de la intensidad de emisiones para calcular la temperatura de los cuerpos celestes lejanos, así como de los planetas del Sistema Solar y las nubes cálidas de gas ionizado de toda nuestra galaxia.
Sin embargo, las mediciones de la radioastronomía se ocupan con frecuencia de las emisiones no térmicas mucho más intensas originadas por partículas cargadas, como los electrones y los positrones que se mueven a través de los campos magnéticos galácticos e intergalácticos. Cuando la energía de la partícula es tan alta que su velocidad se acerca a la velocidad de la luz, a la radioemisión de estas partículas ‘ultrarrelativistas’ se hace referencia como radiación de sincrotrón, término tomado del laboratorio de física de gran potencia, donde fue descubierto por primera vez este tipo de radiación.
Tanto las radiofuentes de sincrotrón (no térmicas) como las térmicas, irradian en una amplia gama de longitudes de onda. Por el contrario, una tercera categoría de materia (átomos excitados, iones y moléculas) irradia en longitudes de onda discretas características del átomo o de la molécula y del estado de excitación. La radioemisión de amplia gama recibe el nombre de emisión continua y la radioemisión discreta, emisión en línea.

Radiotelescopios

Radiotelescopio de Arecibo
Radiotelescopio de Arecibo
El Observatorio Arecibo en Puerto Rico tiene el radiotelescopio más grande del mundo, construido en una hondonada natural. Las ondas de radio del espacio rebotan en la antena y se concentran en la plataforma de detección que está suspendida encima de ella. Aunque permanece inmóvil, el telescopio de Arecibo puede observar una parte sustancial del cielo. La rotación de la Tierra hace girar su campo de visión de oeste a este alrededor del cielo y el detector puede hacer girar el campo de visión de norte a sur para observar una banda de 49º de ancho. El Centro Nacional de Astronomía e Ionosfera rige este observatorio por un acuerdo con la Fundación Nacional de las Ciencias de Estados Unidos.
Hencoup Enterprises/Photo Researchers, Inc.
Las longitudes de onda de radio son relativamente largas, yendo desde 1 mm hasta más de 1 km, y los radiotelescopios deben ser muy grandes para enfocar las señales que entran y producir una radioimagen nítida. El radiotelescopio estacionario más grande del mundo, en el Observatorio Arecibo en Puerto Rico, es un plato cóncavo de 305 m de diámetro. Las mayores antenas parabólicas dirigibles de plato miden de 50 a 100 m de diámetro y tienen una resolución de 1 minuto de arco aproximadamente, equivalente a la del ojo humano en longitudes de onda ópticas. Las ondas de radio que entran son enfocadas por la superficie parabólica en una pequeña antena de cuernos que las conduce a un receptor de radio extremadamente sensible. Estos receptores, aunque similares en principio a los aparatos de radio domésticos, detectan señales tan débiles como de 10-17 vatios. Las partes críticas del receptor están con frecuencia enfriadas a temperaturas cercanas al cero absoluto para obtener el mayor rendimiento posible. Para observaciones de la línea espectral, se usan receptores especializados que pueden sintonizar hasta 1.000 frecuencias de modo simultáneo.
Radiotelescopio VLA
Radiotelescopio VLA
Los radiotelescopios detectan la radiación electromagnética del espacio con longitudes de onda que van de 1 mm a más de 1 km. Como los radiotelescopios sólo son sensibles a la radiación electromagnética con una longitud de onda relativamente larga, la resolución (capacidad de distinguir el detalle) de un instrumento sencillo es baja. Sin embargo, cuando las señales de un grupo de telescopios que apuntan al mismo objetivo se combinan, la resolución se mejora enormemente. Por ejemplo, el radiotelescopio VLA de Socorro, Nuevo México (EEUU), tiene 27 platos cuyas señales individuales se pueden combinar para formar una sola imagen de alta resolución.
Francois Gohier/Photo Researchers, Inc.
Para obtener mayor resolución, se utilizan conjuntos de antenas como interferómetros, que dan resoluciones de más o menos 1 segundo de arco, equivalentes a las de los grandes telescopios ópticos en condiciones de visión ideales. El mayor radiotelescopio de este tipo es el radiotelescopio VLA, situado en una llanura aislada cerca de Socorro, Nuevo México (Estados Unidos). El VLA contiene un total de 27 platos parabólicos, de 25 m de diámetro cada uno, que se mueven sobre vías de ferrocarril a lo largo de tres brazos de 21 km configurados en forma de Y. Cada antena contiene su propio receptor, y las señales de cada receptor son enviadas a un edificio central donde son combinadas para formar la imagen de alta resolución mediante una técnica que se conoce como interferometría. Otros interferómetros utilizan antenas semejantes a las más grandes de televisión. Una instalación de este tipo, en Cambridge, Inglaterra, utiliza 60 antenas para detectar radiación en longitudes de onda de 2 metros.
Se pueden lograr resoluciones más altas incluso si las antenas se sitúan a miles de kilómetros de distancia. Estos espaciamientos hacen poco práctico enviar las señales desde cada antena directamente a un punto común. En su lugar, se realizan grabaciones separadas en cada antena y las cintas individuales se envían a unas instalaciones centrales donde se procesan. Esta técnica de interferometría de muy larga base (VLBI) implica usar relojes atómicos en cada telescopio para sincronizar las grabaciones individuales con una precisión de una millonésima de segundo. De esta forma, se consiguen resoluciones angulares de una milésima de segundo de arco, equivalente al tamaño angular aparente de una pelota de baloncesto (básquetbol) a la distancia de la Luna. En 1984, el gobierno de Estados Unidos asignó fondos para la construcción de una instalación llamada formación de muy larga base (VLBA), una red de 10 radioantenas extendidas desde la frontera de Estados Unidos con Canadá hasta Puerto Rico, y desde Hawai hasta la costa atlántica. Canadá y Australia proyectan programas similares.

Clases de radiofuentes

Se han descubierto y estudiado muchas radiofuentes en nuestro Sistema Solar, en nuestra galaxia y en el espacio profundo.

Radiofuentes del Sistema Solar

El Sol es la radiofuente más brillante del cielo. Su radioemisión es mucho más intensa de lo esperado de la emisión térmica de su superficie visible, que tiene una temperatura de cerca de 6.000 °C. Esto se debe a que la mayor parte de la radioemisión observada en longitudes de onda de radio más largas proviene de la atmósfera exterior, mucho más cálida, pero ópticamente invisible, que tiene temperaturas de cerca de 1.000.000 °C. Además de la emisión térmica, se producen explosiones y tormentas no térmicas, sobre todo durante los periodos de gran actividad de manchas solares, cuando la intensidad de radioemisión puede incrementarse en un factor de un millón o más en periodos de tiempo de una hora.
La otra fuente de radioemisión natural no térmica del Sistema Solar es el planeta Júpiter. En longitudes de onda cercanas a los 15 m, Júpiter emite fuertes estallidos de radiación que provienen de regiones relativamente pequeñas, cerca de la superficie de la nube que gira con el planeta. La intensidad de estos estallidos parece estar muy condicionada por la posición del satélite Ío. Además, Júpiter está rodeado por extensos cinturones de radiación que irradian en la banda de microondas a longitudes de onda menores de 1 metro.
Se ha observado que emana radiación térmica de la superficie o de la atmósfera de todos los planetas excepto Plutón. Instrumentos a bordo de naves espaciales han utilizado estas emisiones para conseguir información sobre las condiciones meteorológicas de los planetas y otros fenómenos.

Radiofuentes galácticas

Imagen radiotelescópica
Imagen radiotelescópica
El radiotelescopio Parkes de Australia, de 64 m, produjo este radiomapa de la Gran Nube de Magallanes. Esta pequeña galaxia irregular se puede ver en el cielo meridional. Las regiones de hidrógeno ionizado difunden emisiones térmicas, que se aprecian como puntos brillantes en esta imagen en falso color.
Max-Planck-Institut for Radioastronomie/Science Source/Photo Researchers, Inc.
La Galaxia (cuando se escribe con mayúscula la palabra se refiere a nuestra galaxia, también llamada Vía Láctea) emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se mueven dentro de su débil campo magnético. La emisión en línea de 21 cm del hidrógeno neutro también se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que todavía no se han observado en longitudes de onda ópticas.
Además de la difusa radiación de fondo de microondas, en la Galaxia existen fuentes discretas de radioemisión. Estas fuentes incluyen restos de supernovas, radioestrellas, nebulosas de emisión, nubes moleculares y púlsares.
Los restos de supernova son nubes de fragmentos de estrellas que han explotado. Los electrones relativistas producidos en la explosión de una supernova son capturados por el campo magnético que rodea el lugar de la explosión. Cuando estos electrones giran en espiral alrededor de las líneas del campo magnético, continúan irradiando durante miles de años. En algunos casos, la estrella misma continúa siendo fuente de radioemisión y se la denomina radioestrella. Otra clase importante de radioestrellas comprende los sistemas de estrellas dobles (binarias) que emiten ondas de radio cuando su masa se transfiere de un elemento al otro. A menudo, las radioestrellas son también fuentes de rayos X.
La radioemisión térmica se observa en nubes de hidrógeno ionizado (llamadas regiones H II) situadas a lo largo de los brazos espirales de la Galaxia. Cuando los electrones libres se recombinan con iones de hidrógeno u otros elementos ligeros, la potencia de radio que surge se puede observar como líneas de recombinación en la región de radio del espectro.
Las líneas espectrales también son el resultado de transiciones vibratorias y rotatorias de moléculas interestelares como el vapor de agua (H2O), el amoníaco (NH3), el metanal (formaldehído, H2CO) y el monóxido de carbono (CO). Se conocen más de 50 moléculas interestelares, incluyendo moléculas orgánicas y muy complejas. En algunas nubes interestelares, las líneas moleculares de radio son muy intensas debido al efecto máser (amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación). Véase también Láser.
La intensidad de la mayor parte de las radiofuentes cósmicas es constante, o sólo varía lentamente con el tiempo. Sin embargo, los púlsares emiten estallidos periódicos cortos o pulsos de radiación una vez por segundo. Aunque se les descubrió por su intensa radioemisión, más tarde se vio que algunos también emiten pulsos ópticos y rayos X. Se cree que los púlsares se forman cuando estrellas como el Sol se contraen por efecto de su propia gravedad a dimensiones de unos 10 km. La densidad entonces se hace muy grande y los átomos son despojados de sus electrones, dejando una llamada estrella de neutrones.

Radiogalaxias

La mayor parte de las galaxias emiten ondas de radio y lo hacen con potencias comparables a las de nuestra propia galaxia, unos 1032 W. Sin embargo, en el caso de las llamadas radiogalaxias, la radioemisión es de más de 100 millones de veces más fuerte. La mayor parte de esta potencia no se origina en las galaxias mismas, sino en nubes de gases ionizados y recalentados o plasma, situadas a cientos de miles o incluso millones de años luz de la galaxia madre. Estas radionubes gigantes pueden tener 100 veces el tamaño de la galaxia misma y se encuentran entre los objetos conocidos más grandes del Universo.
Para generar las fuertes radioemisiones de las radiogalaxias se necesita gran cantidad de potencia, que puede ascender a una fracción significativa de la potencia total que resultaría de la combustión nuclear de una galaxia entera. El origen de esta potencia y la forma en que se convierte en radioemisiones han sido los problemas más importantes de la astrofísica desde que se descubrieron las radiogalaxias.
Imágenes detalladas de radiogalaxias, obtenidas con radiotelescopios de alta resolución, como el VLA, muestran a menudo un notable chorro de material conectando una brillante radiofuente compacta en el núcleo galáctico con los más extendidos radiolóbulos (nubes). Se acepta que estos chorros o haces transportan potencia desde el núcleo galáctico al plasma radioemisor, y que la fuente de potencia se encuentra en un objeto muy denso, posiblemente un agujero negro situado en el centro de la galaxia. Con frecuencia se encuentra una radiofuente compacta en el centro de una radiogalaxia. Cerca del centro de una extraña radiogalaxia observada a mediados de la década de 1980, dos brillantes cúmulos de estrellas emiten chorros en apariencia trenzados.

Quásares

Los quásares parece que irradian con la luminosidad de cientos de galaxias, pero cada quásar es más pequeño que una galaxia normal en una relación de cerca de un millón. Los quásares tienen desplazamientos hacia el rojo muy grandes y, por tanto, se piensa que están a gran distancia de la Vía Láctea. Como los quásares parecen ser tan potentes, y como su radiación varía con rapidez, en principio se creyó que más bien serían débiles objetos cercanos en vez de potentes objetos distantes. No obstante, se han ido acumulando evidencias que apoyan la interpretación cosmológica de los desplazamientos hacia el rojo. Las radiogalaxias, los quásares y los brillantes objetos conocidos como objetos tipo BL Lacertae probablemente son fenómenos muy relacionados.
Al igual que las radiogalaxias, algunos quásares también están rodeados de lóbulos extendidos de radioemisiones potentes, pero la mayor parte de la radioemisión desde los quásares proviene de un núcleo brillante de sólo unos cuantos años luz de diámetro y coincide con el quásar visible ópticamente.
Cuando se observa con interferómetros de alta resolución, a menudo se ve que este núcleo está compuesto por dos o más regiones más pequeñas que parecen moverse la una hacia la otra con velocidades ‘superlumínicas’, muy superiores a la velocidad de la luz. Aunque estas velocidades tan altas parecen violar en principio la teoría de la relatividad de Albert Einstein, de hecho se pueden explicar como el resultado de un movimiento algo menor que la velocidad de la luz, casi dirigida hacia el observador. El intervalo de tiempo observado entre las sucesivas posiciones de los chorros relativistas de material parece acortarse y la velocidad parece multiplicarse por un factor grande por encima de la velocidad real.

Cosmologia

Como las radiogalaxias y los quásares son radiofuentes con tanta potencia, pueden ser detectados a gran distancia. A causa del tiempo que tardan en llegar las señales a la Tierra desde las radiofuentes lejanas, los radioastrónomos pueden ver el Universo como era hace más de mil millones de años, o incluso el origen del Universo (la llamada Gran Explosión). Por desgracia, no es posible determinar la distancia a una radiofuente con sólo radiomediciones, de modo que es imposible distinguir entre una potente fuente lejana y una cercana pero relativamente débil. Sólo se puede determinar la distancia si la fuente es ópticamente identificada como una galaxia o un quásar que tiene un desplazamiento hacia el rojo mensurable. No obstante, de los estudios de la distribución de gran cantidad de radiofuentes, parece que cuando el Universo sólo tenía unos pocos cientos de miles de años, la cantidad de radiofuentes intensas era mucho mayor y sus dimensiones más pequeñas. Véase Cosmología.



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