RADIOASTRONOMÍA Creado por el Colegio San Manuel

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1 RADIOASTRONOMÍA Creado por el Colegio San Manuel Qué es la radioastronomía? 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. Dónde y cómo nació la radioastronomía? 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 Laboratorios 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 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. Qué es un radiointerferómetro? 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 precisión la posición de una radiofuente. Con el fin de mejorar el poder de resolución se ha diseñado el Radiointerferómetro, que consiste en dos o más radiotelescopios que combinan sus señales como si ambas estuvieran viniendo de distintas partes de un gran radiotelescopio. El sistema tiene el poder separador de un radiotelescopio cuyo diámetro fuera igual que la separación entre los dos platos. Los radioastrónomos conectan radiotelescopios de Europa, USA, Canadá y Australia, formando un radiointerferómetro tan grande como nuestro planeta. Debido a la imposiblidad de conectarlos mediante cables, registran las señales en cinta magnética conjuntamente con señales horarias procedentes de relojes atómicos. Luego son 1

2 reproducidas sincronizadas de acuerdo a las señales horarias. Esta señal combinada de un radiotelescopio de unos km de diámetro da una resolución extraordinaria. Este sistema de conectar radiotelescopios separados por muy largas distancias se llama: Interferometría de Muy Larga Base (VLBI). 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. 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 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 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. 2

3 Radiofuentes Galácticas 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. 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. Qué son los 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. Cuándo y por qué la radioastronomía tomó gran importancia? El Prof. Oort fue uno de los pocos astrónomos que tuvieron esa comprensión de la potencialidad científica de datos que hasta entonces eran considerados como una curiosidad en el campo de la ingeniería. Su visión fue mas allá al prever que la posibilidad de observar líneas de emisión de algún elemento de los que pueblan el espacio interestelar, o sea el material interestelar (MIE), permitiría disponer de una herramienta formidable para la determinación, no solo de la cantidad de dicho elemento sino también de las energías que dieron lugar a la excitación del mismo y, 3

4 sobre todo, de las velocidades radiales (a lo largo de la visual), indispensables para obtener datos cinemáticos y dinámicos de la Galaxia. Oort encargó a un joven astrónomo, Hendrick van de Hulst, la estimación de las probabilidades de poder observar la emisión de líneas en ondas de radio. van de Hulst, luego de estudiar el tema concluyó que el elemento con más probabilidades de ser detectado en el espacio interestelar era el hidrógeno neutro (HI). Este átomo consiste en un protón y un electrón. y la frecuencia de la emisión, ocasionada por la transición de los momentos magnéticos de ambos componentes de paralelos a opuestos, en la órbita de mas baja energía del electrón, era de 1420 MHz ( = 21 cm.), en la zona de las micro-ondas y alcanzable para la tecnología electrónica de entonces. La probabilidad de la transición espontánea era, para cada átomo excitado, tal que la vida media en ese estado era de 11 millones de años, pero esto podía ser compensado por el número de átomos en el medio interestelar (MIE) y por la frecuencia con que se producían las excitaciones y desexcitaciones a través de las colisiones entre los átomos, por lo que dicha emisión podría ser observable. La predicción fue publicada en una publicación holandesa, en holandés, en Terminada la IIa Guerra Mundial, la teoría fue conocida y originó una carrera entre varios países para detectar la línea de 21 cm. del HI. La detección se produjo casi simultáneamente (con diferencias de un par de semanas) en 1951 en tres lugares: Harvard, Leiden y Sydney (Australia) y a partir de entonces, la radioastronomía adquirió una importancia enorme que se tradujo en diversos proyectos de radiotelescopios en el mundo y un crecimiento explosivo de la cantidad de información que se fue recogiendo y que permitió ver que la línea de HI podía detectarse prácticamente en cualquier dirección del cielo a que el radiotelescopio apuntara. Pioneros en esta nueva rama de la Astronomía fueron Holanda, Inglaterra, EEUU y Australia, pero rápidamente se fueron sumando otros países de Europa. Glosario campos magnéticos: 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 está suspendida por su centro de un hilo, su extremo N apuntará hacia el norte y el S hacia el sur. El extremo N repelerá el N de otro imán, el S repelerá el s, pero el N y el S de ambos se atraerán entre sí efecto doppler: Cuando la fuente de ondas y el observador están 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 Ión: átomo que ha perdido o ganado uno o más electrones. En comparación, el átomo neutro tiene un número igual de electrones y protones, lo cual proporciona una carga eléctrica neta de cero. Un ión positivo tiene menos electrones que el átomo neutro; un ión negativo tiene más. Colisión: interacción gravitatoria de galaxias a muy corto alcance, lo cual da como resultado, a veces, una fusión. Agujero negro: teóricamente, cuerpo extremadamente compacto con una fuerza gravitatoria tan grande que ninguna radiación puede escapar de él. Las variedades propuestas incluyen los miniagujeros negros o primordiales (también primores), objetos de baja masa procedentes de los inicios del universo; agujeros negros nedianos o estelares, que se forman a partir de los núcleos 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. 4

5 Agujeros negros; las leyes dinámicas: las leyes dinámicas de los agujeros negros son iguales a las leyes de la termodinámica. Agujero negro supermasivo: objeto hipotético en el centro de algunas galaxias, con una masa equivalente a varios cientos de millones de estrellas. Interferómetro: en astronomía una disposición de dos o más telescopios utilizados asociadamente para localizar y examinar fuentes de emisión electromagnética. Con componentes separados una distancia de varias veces la longitud de onda de las ondas incidentes, un interferómetro aprovecha la interferencia natural de las ondas electromagnéticas a medida que llegan de diferentes direcciones Magnitud: designación del brillo o luminosidad de un objeto con relación a la de otros objetos; la magnitud aparente se refiere al brillo observado, la magnitud absoluta al brillo hipotético de un objeto a una distancia estándar de unos 32,6 años luz. Por costumbre, la magnitud absoluta se usa en astronomía como una indicación de la luminosidad real de 5