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RADIOASTRONOMÍA

Iniciamos con este artículo una serie temática dedicada a la RadioAstronomía. (Ver un boceto del índice temático al final de este artículo).


INTRODUCCIÓN -

La atmósfera terrestre absorbe la radiación electromagnética procedente del espacio en la mayoría de sus longitudes de onda.  Sin embargo hay bandas para las que la atmósfera es prácticamente transparente, y dos de éstas son lo suficientemente anchas como para ser de interés astronómico.  La más conocida es la 'ventana óptica', que deja pasar las ondas electromagnéticas que conocemos familiarmente como el espectro del visible: longitudes de onda aproximadamente desde 300 a 1.000 nanómetros, (0,3 a 1 picómetros).   La segunda es la 'ventana radio' que se extiende en longitudes de onda desde 1 milímetro a 15 metros, (300 Ghz - 20 Mhz).

Es interesante ver esto con un poco más de detalle,



(fig. 1 - © A. G. Pacholczyk)


En la figura se representa el espectro electromagnético en diferentes rangos de unidades, (que comentaremos ahora), al tiempo que se muestran las dos ventanas de transparencia atmosférica y los diferentes tipos de receptores, (en la parte inferior de la figura), que pueden utilizarse en cada banda del espectro.

Las dos primeras líneas corresponden a la frecuencia y a la longitud de onda, respectivamente.   Recuérdese que éstas están relacionadas de manera sencilla:  λ ν = c   (λ=longitud de onda, ν=frecuencia, c=velocidad de la luz).  Las dos siguientes líneas indican la energía que transportan los fotones de la radiación correspondiente, (en la primera línea en ergios y en la segunda en electrón-voltios, 1 eV = 1,602 E-12 erg).   También es frecuente, sobre todo en la ventana radio, expresar estas energías en unidades de temperatura absoluta, (grados Kelvin, ºK), teniendo en cuenta la relación  T = h ν / k  (donde   es la constante de Planck  y   la constante de Boltzmann).

En la parte derecha del espectro, (longitudes de onda más cortas, frecuencias más altas), la absorción atmosférica es debida fundamentalmente a las moléculas de ozono y, a medida que se avanza hacia el extremo, (rayos X y rayos γ), la absorción es atómica y nuclear.   En la zona entre ambas ventanas, (óptica y de radio), la absorción atmosférica se debe principalmente al agua y al dióxido de carbono, (también aquí hay algunas bandas parcialmente transparentes).  Para longitudes de onda más largas, (entre 1 mm y 1 cm), la absorción se debe principalmente al oxígeno y al vapor de agua.  El límite de la ventana de radio, (hacia la izquierda del gráfico), viene dado por la frecuencia crítica de reflexión en la ionosfera.  Esta frecuencia de reflexión depende de la densidad electrónica, que es variable, por lo que aunque normalmente queda fijada a los 20 Mhz (λ=15 metros), a veces es posible llegar a una frecuencia de corte sobre los 9 Mhz, e incluso ocasionalmente hasta 1 Mhz.  La densidad electrónica de la ionosfera varía con la hora del día, la actividad solar y también con la localización geográfica.

Al igual que en la ventana óptica, la refracción debida a la densidad atmosférica también afecta a la ventana radio.  En la región de las pequeñas longitudes de onda de ésta es aproximadamente el doble que la refracción óptica, y varía con el contenido de agua.  Un valor típico es de 0.5º para 1º de altura sobre el horizonte, disminuyendo rápidamente para alturas crecientes.  En las longitudes de onda mayores también la ionosfera aumenta la refracción.  En este caso, el valor típico a 60 Mhz es de 20' para una fuente situada a 5º sobre el horizonte.

También, como en la observación óptica, se produce el efecto de centelleo, debido a las inhomogeneidades locales de la densidad atmosférica.  Este fenómeno puede afectar a radio-fuentes de un tamaño angular de hasta 30'.  Pero además las fluctuaciones en la densidad electrónica del medio interplanetario transportado por el viento solar producen un efecto similar con un periodo del orden de 1 segundo.  Para que este fenómeno tenga lugar el tamaño angular de la radio-fuente debe ser menor de 1" de arco aproximadamente, circunstancia ésta que puede ser aprovechada para determinar su tamaño angular cuando éste es demasiado pequeño para ser conocido por otros métodos, (como los interferométricos).

Comparada con la intensidad de las fuentes, la radiación de fondo es mucho más intensa en la ventana de radio que en la región óptica.  En el extremo de las bajas frecuencias, la radiación de fondo total es 10.000 veces mayor que la del Sol.  Las radio-fuentes más potentes observadas desde la Tierra a bajas frecuencias son el Sol, Júpiter y Casiopea A.  En longitudes de onda un poco más cortas, también la Luna y Venus.  Precisamente por esta razón son estos los astros que suelen utilizarse para calibrar por primera vez los radiotelescopios, (hacer puntería).  A diferencia de los telescopios ópticos, los radiotelescopios son estructuras grandes en las que resulta difícil saber, ni siquiera aproximadamente, si las coordenadas introducidas son realmente a las que estos apuntan antes de quedar calibrados en posición.  Lo habitual para este proceso, llamado 'primera luz', es remitirse a la observación del Sol o la Luna.



(fig. 2 - 'Primera Luz' del radiotelescopio de 14 metros de Yebes, el día 1 de noviembre de 1979)

- Barridos en acimut y elevación de la Luna a 90 Ghz, realizados por Alberto Barcia y Jesús Gómez -


La ventana óptica es mucho más rica en información que la ventana de radio.  La primera contiene muchas más rayas espectrales de elementos y, por tanto, más información sobre la abundancia de los mismos.  También es diferente el mecanismo dominante que produce el espectro continuo.  En el primer caso es básicamente un mecanismo térmico, mientras que en la región radio del espectro los espectros continuos son producidos por radiación sincrotrón en general, por lo que dan información acerca de las partículas relativistas que los generan y los campos magnéticos cósmicos que mueven a éstas.


UN POCO DE HISTORIA -

- Las primeras observaciones radioastronómicas fueron realizadas en 1932 por Karl Jansky en los laboratorios de la Bell Telephone, (New Jersey).  Investigando interferencias radioeléctricas en 14.7 cm, Jansky detectó una fuente variable de radiación con un periodo de 23 horas y 56 minutos.  Este periodo, propio del día sidéreo, sólo podía tener un origen extraterrestre.  Investigaciones posteriores asociaron la fuente de radiación con el centro galáctico.

- Grote Reber fue el primero en utilizar un reflector parabólico.  En 1937 recogió los descubrimientos de Jansky y construyó en el patio trasero de su casa (Illinois) el primer prototipo de lo que hoy conocemos como radiotelescopio.  Su telescopio de 10 metros de diámetro tenía una montura fija y operaba a una frecuencia de 160 Mhz, (λ≈1.85 m).  En esa longitud de onda detectó emisiones intensas provenientes del plano de la nuestra galaxia.  Después, en 1944, publicó los primeros mapas del cielo en frecuencias de radio.  Al final de la segunda guerra mundial seguía siendo el único radioastrónomo del mundo, aunque ya antes los operadores de rádar británicos habían detectado emisión de ondas de radio procedentes del Sol.



Karl Jansky construyendo su radiotelescopioRadiotelescopio de G. Reber

- Pettit y Nicholson fueron de los primeros astrónomos que ampliaron el campo de las observaciones al infrarrojo intermedio, (aproximadamente λ ≈ 1 a 4 micras).

- Las primeras observaciones de estrellas en el infrarrojo lejano a través de las ventanas de 8-14 micras y 4-5.5 micras fueron hechas por Murray, Wildey, Johnson y Mitchell.


- En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson detectaron accidentalmente la radiación cósmica de fondo, eco del Big Bang y de la que hablaremos en posteriores artículos.  Trabajando con una antena de bocina supersensible de 6 metros, se toparon con una interferencia que provenía con igual intensidad de todas las partes del cielo.  En 1978 recibieron el premio Nobel por este descubrimiento.










Para un poco de historia de la radioastronomía en España, consultar los 'Apuntes sobre 30 años de Radioastronomía en España', de Jesús Gómez González.

Otra bibliografía: Radioastrofísica, A.G. Pacholczyk.

Próximo artículo: EL RADIOTELESCOPIO


Índice temático de la sección -

(este índice se irá completando a medida que se desarrolle la sección)




1.- RadioAstronomía - Introducción y un poco de historia.

2.- El Radiotelescopio - Una primera aproximación.

3.- En Radiotelescopio con más detalle.

4.- Interferometría con Radiotelescopios.

5.- RadioAstrofísica - Origen de las fuentes de radio.

6.- RadioAstronomía Amateur.

 

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