radioastronomia

VENTANA INTERACTIVA AL UNIVERSO Acercando el Cosmos a los cientficos del futuro

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RADIOASTRONOMA Creado por el Colegio San Manuel

Qu es la radioastronoma?

Radioastronoma, rama de la astronoma que estudia los objetos celestes y los fenmenos astrofsicos midiendo su emisin de radiacin electromagntica en la regin de radio del espectro. Dnde y cmo naci la radioastronoma?

A finales del siglo XIX se llevaron a cabo intentos infructuosos para detectar la radioemisin celeste. El ingeniero estadounidense Karl G. Jansky, mientras trabajaba en Bell Laboratorios en 1932, fue el primero en detectar ruidos provenientes de la regin cercana al centro de nuestra galaxia, la Va Lctea, durante un experimento para localizar fuentes lejanas de interferencias de radio terrestres. La distribucin de esta radioemisin galctica fue cartografiada por el ingeniero estadounidense Grote Reber, utilizando un paraboloide de 9,5 m que construy en su patio de Wheaton, Illinois. En 1943 Reber tambin descubri la largamente codiciada radioemisin del Sol. La radioemisin solar haba sido detectada pocos aos antes, cuando fuertes estallidos solares produjeron interferencias en los sistemas de radar britnicos, estadounidenses y alemanes, diseados para detectar aviones.

Como resultado de los grandes progresos realizados durante la II Guerra Mundial en antenas de radio y receptores sensibles, la radioastronoma floreci en la dcada de 1950. Los cientficos adaptaron las tcnicas de radar de tiempo de guerra para construir diversos radiotelescopios en Australia, Gran Bretaa, Pases Bajos, Estados Unidos y la Unin de Repblicas Socialistas Soviticas, y muy pronto se despert el inters de los astrnomos profesionales. Qu es un radiointerfermetro? Las ventajas que presenta un radiotelescopio son impresionantes. Nos puede revelar parte del Universo que no podemos ver de ninguna otra forma. Pero debido a su pobre poder separador no puede captar muchos detalles de los objetos que estudia. Tampoco puede localizar con gran precisin la posicin de una radiofuente. Con el fin de mejorar el poder de resolucin se ha diseado el Radiointerfermetro, que consiste en dos o ms radiotelescopios que combinan sus seales como si ambas estuvieran viniendo de distintas partes de un gran radiotelescopio. El sistema tiene el poder separador de un radiotelescopio cuyo dimetro fuera igual que la separacin entre los dos platos. Los radioastrnomos conectan radiotelescopios de Europa, USA, Canad y Australia, formando un radiointerfermetro tan grande como nuestro planeta. Debido a la imposiblidad de conectarlos mediante cables, registran las seales en cinta magntica conjuntamente con seales horarias procedentes de relojes atmicos. Luego son


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reproducidas sincronizadas de acuerdo a las seales horarias. Esta seal combinada de un radiotelescopio de unos 13.000km de dimetro da una resolucin extraordinaria. Este sistema de conectar radiotelescopios separados por muy largas distancias se llama: Interferometra de Muy Larga Base (VLBI).

Tipos de emisin A causa de los movimientos aleatorios de los electrones, todos los cuerpos emiten radiaciones trmicas, o calor, caractersticas 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, as como de los planetas del Sistema Solar y las nubes clidas de gas ionizado de toda nuestra galaxia. Sin embargo, las mediciones de la radioastronoma se ocupan con frecuencia de las emisiones no trmicas mucho ms intensas originadas por partculas cargadas, como los electrones y los positrones que se mueven a travs de los campos magnticos galcticos e intergalcticos. Cuando la energa de la partcula es tan alta que su velocidad se acerca a la velocidad de la luz, a la radioemisin de estas partculas 'ultrarrelativistas' se hace referencia como radiacin de sincrotrn, trmino tomado del laboratorio de fsica de gran potencia, donde fue descubierto por primera vez este tipo de radiacin.

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 ms brillante del cielo. Su radioemisin es mucho ms intensa de lo esperado de la emisin trmica de su superficie visible, que tiene una temperatura de cerca de 6.000 C. Esto se debe a que la mayor parte de la radioemisin observada en longitudes de onda de radio ms largas proviene de la atmsfera exterior, mucho ms clida, pero pticamente invisible, que tiene temperaturas de cerca de 1.000.000 C. Adems de la emisin trmica, se producen explosiones y tormentas no trmicas, sobre todo durante los periodos de gran actividad de manchas solares, cuando la intensidad de radioemisin puede incrementarse en un factor de un milln o ms en periodos de tiempo de una hora.

La otra fuente de radioemisin natural no trmica del Sistema Solar es el planeta Jpiter. En longitudes de onda cercanas a los 15 m, Jpiter emite fuertes estallidos de radiacin que provienen de regiones relativamente pequeas, cerca de la superficie de la nube que gira con el planeta. La intensidad de estos estallidos parece estar muy condicionada por la posicin del satlite o. Adems, Jpiter est rodeado por extensos cinturones de radiacin que irradian en la banda de microondas a longitudes de onda menores de 1 metro.


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Radiofuentes Galcticas

La Galaxia (cuando se escribe con mayscula la palabra se refiere a nuestra galaxia, tambin llamada Va Lctea) emite ondas de radio como resultado de la radiacin de sincrotrn de electrones de rayos csmicos que se mueven dentro de su dbil campo magntico. La emisin en lnea de 21 cm del hidrgeno neutro tambin se observa en toda la Galaxia. Los pequeos cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrgeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenmeno conocido como efecto Doppler. Las nubes ms distantes del centro de la Galaxia giran alrededor del centro a mxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se utilizan para medir la velocidad y determinar la posicin de las nubes de hidrgeno. De esta forma, ha sido posible trazar las formas de los brazos espirales de la Va Lctea, que todava no se han observado en longitudes de onda pticas.

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 radioemisin es de ms de 100 millones de veces ms 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 aos luz de la galaxia madre. Estas radionubes gigantes pueden tener 100 veces el tamao de la galaxia misma y se encuentran entre los objetos conocidos ms grandes del Universo. Para generar las fuertes radioemisiones de las radiogalaxias se necesita gran cantidad de potencia, que puede ascender a una fraccin significativa de la potencia total que resultara de la combustin nuclear de una galaxia entera. El origen de esta potencia y la forma en que se convierte en radioemisiones han sido los problemas ms importantes de la astrofsica desde que se descubrieron las radiogalaxias.

Qu son los Qusares? Los qusares parece que irradian con la luminosidad de cientos de galaxias, pero cada qusar es ms pequeo que una galaxia normal en una relacin de cerca de un milln. Los qusares tienen desplazamientos hacia el rojo muy grandes y, por tanto, se piensa que estn a gran distancia de la Va Lctea. Como los qusares parecen ser tan potentes, y como su radiacin vara con rapidez, en principio se crey que ms bien seran dbiles objetos cercanos en vez de potentes objetos distantes. No obstante, se han ido acumulando evidencias que apoyan la interpretacin cosmolgica de los desplazamientos hacia el rojo. Las radiogalaxias, los qusares y los brillantes objetos conocidos como objetos tipo BL Lacertae probablemente son fenmenos muy relacionados. Cundo y por qu la radioastronoma tom gran importancia?

El Prof. Oort fue uno de los pocos astrnomos que tuvieron esa comprensin de la potencialidad cientfica de datos que hasta entonces eran considerados como una curiosidad en el campo de la ingeniera. Su visin fue mas all al prever que la posibilidad de observar lneas de emisin de algn elemento de los que pueblan el espacio interestelar, o sea el material interestelar (MIE), permitira disponer de una herramienta formidable para la determinacin, no solo de la cantidad de dicho elemento sino tambin de las energas que dieron lugar a la excitacin del mismo y,


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sobre todo, de las velocidades radiales (a lo largo de la visual), indispensables para obtener datos cinemticos y dinmicos de la Galaxia.

Oort encarg a un joven astrnomo, Hendrick van de Hulst, la estimacin de las probabilidades de poder observar la emisin de lneas en ondas de radio. van de Hulst, luego de estudiar el tema concluy que el elemento con ms probabilidades de ser detectado en el espacio interestelar era el hidrgeno neutro (HI). Este tomo consiste en un protn y un electrn. y la frecuencia de la emisin, ocasionada por la transicin de los momentos magnticos de ambos componentes de paralelos a opuestos, en la rbita de mas baja energa del electrn, era de 1420 MHz ( = 21 cm.), en la zona de las micro-ondas y alcanzable para la tecnologa electrnica de entonces. La probabilidad de la transicin espontnea era, para cada tomo excitado, tal que la vida media en ese estado era de 11 millones de aos, pero esto poda ser compensado por el nmero de tomos en el medio interestelar (MIE) y por la frecuencia con que se producan las excitaciones y desexcitaciones a travs de las colisiones entre los tomos, por lo que dicha emisin podra ser observable.

La prediccin fue publicada en una publicacin holandesa, en holands, en 1945. Terminada la IIa Guerra Mundial, la teora fue conocida y origin una carrera entre varios pases para detectar la lnea de 21 cm. del HI. La deteccin se produjo casi simultneamente (con diferencias de un par de semanas) en 1951 en tres lugares: Harvard, Leiden y Sydney (Australia) y a partir de entonces, la radioastronoma adquiri una importancia enorme que se tradujo en diversos proyectos de radiotelescopios en el mundo y un crecimiento explosivo de la cantidad de informacin que se fue recogiendo y que permiti ver que la lnea de HI poda detectarse prcticamente en cualquier direccin del cielo a que el radiotelescopio apuntara. Pioneros en esta nueva rama de la Astronoma fueron Holanda, Inglaterra, EEUU y Australia, pero rpidamente se fueron sumando otros pases de Europa.

Glosario campos magnticos: Una barra imantada tiene su fuerza concentrada en los dos extremos, sus polos; son conocidos como los polos norte (N) y sur (S), debido a que si la barra est suspendida por su centro de un hilo, su extremo N apuntar hacia el norte y el S hacia el sur. El extremo N repeler el N de otro imn, el S repeler el s, pero el N y el S de ambos se atraern entre s efecto doppler: Cuando la fuente de ondas y el observador estn en movimiento relativo con respecto al medio material en el cual la onda se propaga, la frecuencia de las ondas observadas es diferente de la frecuencia de las ondas emitidas por la fuente In: tomo que ha perdido o ganado uno o ms electrones. En comparacin, el tomo neutro tiene un nmero igual de electrones y protones, lo cual proporciona una carga elctrica neta de cero. Un in positivo tiene menos electrones que el tomo neutro; un in negativo tiene ms.

Colisin: interaccin gravitatoria de galaxias a muy corto alcance, lo cual da como resultado, a veces, una fusin.

Agujero negro: tericamente, cuerpo extremadamente compacto con una fuerza gravitatoria tan grande que ninguna radiacin puede escapar de l. Las variedades propuestas incluyen los miniagujeros negros o primordiales (tambin primores), objetos de baja masa procedentes de los inicios del universo; agujeros negros nedianos o estelares, que se forman a partir de los ncleos de estrellas muy antiguas y masivas; y agujeros negros supermasivos, equivalentes en masa a varios cientos de millones de estrellas y situados en el centro de las galaxias.


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Agujeros negros; las leyes dinmicas: las leyes dinmicas de los agujeros negros son iguales a las leyes de la termodinmica.

Agujero negro supermasivo: objeto hipottico en el centro de algunas galaxias, con una masa equivalente a varios cientos de millones de estrellas.

Interfermetro: en astronoma una disposicin de dos o ms telescopios utilizados asociadamente para localizar y examinar fuentes de emisin electromagntica. Con componentes separados una distancia de varias veces la longitud de onda de las ondas incidentes, un interfermetro aprovecha la interferencia natural de las ondas electromagnticas a medida que llegan de diferentes direcciones Magnitud: designacin del brillo o luminosidad de un objeto con relacin a la de otros objetos; la magnitud aparente se refiere al brillo observado, la magnitud absoluta al brillo hipottico de un objeto a una distancia estndar de unos 32,6 aos luz. Por costumbre, la magnitud absoluta se usa en astronoma como una indicacin de la luminosidad real de

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