RADIO ASTRONOMIA

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.-

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.

PRINCIPIOS DE RADIOASTRONOMÍA.-

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. 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.

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.

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.

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.

COSMOLOGÍA.-

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.