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Radioastronomía

© 2000. Carlos Andrés Carvajal T.
Astrónomo Autodidacta.

Saturno espectro visible - Radiofrecuencia

Historia

La Radioastronomía es el estudio del universo a través de la captación y análisis de ondas de Radiofrecuencia. Hasta mediados del siglo 20 toda la astronomía se llevó a cabo con el estudio de la luz visible. En la actualidad puede decirse que los astrónomos toman la mayor parte de la información de la porción invisible del espectro electromagnético.

En 1931 Karl G. Jansky (1905 - 1950) quien trabajaba para los Laboratorios Bell, buscaba el origen de las interferencias que se presentaban en las comunicaciones trasatlánticas que utilizaban ondas de radio con el fin de diseñar una antena que las minimizara. En sus estudios descubrió "estática" cuyo origen cambiaba gradualmente de posición dando un circulo completo en 24 horas, sin mayores conocimientos de astronomía Jansky supuso que el origen de esta interferencia debía ser extraterrestre ya que coincidía con el tiempo de rotación terrestre. En observaciones posteriores calculó que el origen estaba en dirección de la constelación de Sagitario, hacia donde estaba localizado el centro de la galaxia, estos resultados los publicó en 1933, con lo cual nació la radioastronomía.

Casi una década después del descubrimiento de Jansky en 1937, Grober Reber un ingeniero de radiocomunicaciones construyó en su jardín un prototipo de radiotelescopio con un plato de 10 metros y comenzó a experimentar con onda cortas de 9 cms, sin obtener resultado, por lo cual intentó con longitudes de onda mas largas (1.87 metros) localizando áreas de fuerte radiación, las que graficó creando el primer mapa de radio de la Vía Láctea publicado en 1944.

Durante la segunda guerra mundial se presentó un importante desarrollo del radar, dispositivo que servía para tareas de inteligencia militar, una vez pasada la guerra se utilizaron estos conocimientos para estudios científicos dentro de los cuales estaba el enviar señales a la Luna y estudios de señales que provenían de las lluvias de meteoros. Estos resultados llevaron a la construcción de los primeros radiotelescopios en Inglaterra, Australia y Estados Unidos.

En 1965 Arno Penzias y Robert Wilson quienes al igual que Jansky fueron trabajadores de Bell , descubrieron la señal de radio que quedó como remanente del Big Bang.

Especto Electromagnético

Dentro del espectro electromagnético las ondas con frecuencias entre 5 Mhz y 300 GHz se denominan Radiación de radiofrecuencia (RF). Estas están a  su vez divididas en rangos denominados Bandas como la Banda S y la Banda X etc. Los radiotelescopios pueden ser sintonizados para captar radiofrecuencias en estos rangos.

Mecanismo de emisión electromagnética

La radiación electromagnética puede ser producida por fuentes térmicas y no térmicas. 

Radiación térmica. Todo cuerpo emite la energía que ha absorbido. A un objeto que absorbe toda la energía que recibe y luego la emite se le denomina Cuerpo Negro. Los objetos emiten energía de manera diferente, unos lo hacen en forma de radiación infrarroja, otros en luz visible y otros en el ultravioleta. La propiedad que determina la radiación que emite un cuerpo es su temperatura. Por supuesto que los cuerpos también emiten radiación en el segmento de radiofrecuencia y esta fracción es la que estudia la radioastronomía.

El sol y las estrellas pueden considerarse como cuerpos negros y así se puede estimar su temperatura estudiando la frecuencia de la radiación que ellos emiten

La radiación térmica también es emitida por gases. Un átomo de un gas se ioniza cuando otro átomo lo bombardea con suficiente energía como para expulsarle un electrón, dejando una partícula cargada positivamente y una negativamente. Estas partículas tienden a recombinarse con sus opuestos a una rata que depende de su densidad en este proceso se libera radiación electromagnética.

Otra forma de emisión de energía por los átomos se encuentra cuando los electrones cambian de nivel dentro del átomo, emitiendo un fotón de energía a una longitud de onda característica del átomo, Esta radiación se denomina línea de emisión ya que ocupa una discreta línea en el espectro electromagnético característica de cada átomo. Debido a que el hidrógeno es el átomo primordial en el universo ya que es el constituyente del gas interestelar su estudio en radioastronomía es clave y se realiza en el ancho de banda de los 21.11 cm (1428 MHz).

Radiación No Térmica. Es la que se produce por un mecanismo no relacionado con la temperatura del objeto. 

Radiación Sincrotón. La mayor parte de la radiación recibida del espacio es de este tipo. Su mecanismo principal de producción tiene que ver con con la interacción de partículas cargadas con campos magnéticos. Cuando una partícula entra en un campo magnético este la somete a un movimiento en espiral alrededor de las líneas de fuerza. Así la partícula se acelera e irradia energía, este fenómeno se denomina Radiación Ciclotrón. Cuando las partículas viajan a velocidades mucho menores que la de la luz no es una fuente muy importante de radiación, pero cuando ellas viajan a una velocidad cercana a la de la luz son fuente muy importante de energía y se le denomina Radiación Sincrotón.

MASERS (Microwave Amplified Stimulated Emision of Radiaton) Son sitios muy compactos en el interior de nubes moleculares donde la emisión de ciertas líneas espectrales pueden ser enormemente amplificadas. Las moléculas encuentran un intenso campo de radicación como el de una estrella cercana, las radiaciones provenientes de ellas atraviesan la nube molecular y el rayo original es ampliado exponencialmente.

El Medio

Las ondas de radiación se ven afectadas por el medio a través del cual viajan debido a que los átomos y moléculas que lo componen pueden absorber dispersar o refractar las ondas de acuerdo a su longitud..

La atmósfera absorbe todas las ondas electromagnéticas del ultravioleta y mas bajas, muchas de las longitudes entre el infrarrojo y microondas y muchas de las ondas largas de radio. La ventana de radio que deja la atmósfera permite el paso de ondas entre 5 Mhz a 300 GHz (100 mts a 1 mm) -Ondas de Radiofrecuencia-.

Las longitudes de onda del espectro visible pasan prácticamente de forma libre por la atmósfera y estos es lo que ha permitido la practica de la astronomía visual sin embargo la limitaciones son variadas como la presencia de nubes, luz del sol y contaminación. Las ondas de radio no tienen este problema aunque pueden verse atenuadas por los cambios de clima.

Características de las Ondas Electromagnéticas

Absorción y Emisión. Cuando las ondas de radiación pasan a través de un gas los átomos o moléculas que lo componen pueden absorber parte de esta energía. Cada átomo o molécula absorbe una longitud de onda especifica. Cuando la radiación es captada después de su paso por el gas es captada  en su espectro le "faltara" la porción absorbida por el creando en el espectro una línea oscura de absorción. Este gas a su vez reemitirá la energía absorbida, esta observada contra un fondo oscuro producirá líneas brillantes de emisión que tendrán la misma longitud de onda del las radiaciones absorbidas. A este fenómeno se le le conoce como ley de Kirchhoff.

Reflexión. Así como las ondas del espectro visible son reflejadas por superficies como el agua o los espejos, las ondas de radio también los son. El principio de reflexión es el que a permitido el diseño y construcción de antenas parabólicas que reflejan y concentran la luz en un solo punto para que pueda ser captado por un receptor.

Refracción. Es la desviación de la ondas cuando ellas pasan a través de un medio transparente. las diferentes sustancias tienen diferentes índices de refracción  Ej. el vacío es 1 y el agua 1.3

Fase. Se dice que dos ondas están en fase cuando sus picos y valles coinciden

Interferencia. Cuando dos ondas de la misma frecuencia y dirección se encuentran la onda resultante será la suma de ambas, a esto se le denomina Interferencia Constructiva. Cuando dos ondas tienen la misma amplitud y están fuera de fase 180 grados -es decir el pico de una coincide con el valle de otra - las dos ondas se cancelan a esto se le denomina Interferencia Destructiva.

Difracción. Cuando una onda electromagnética pasa por un obstáculo en el espacio la onda es desviada alrededor del objeto.

Cintilación. Cuando una onda electromagnética viaja a través del medio se ve sometida a pasar por áreas que varían en presión, temperatura, densidad entre otras su consecuencia es que desde el punto de observación parecerá que las ondas varíen en intensidad, el efecto visual de esto es que las estrellas titilen o se vean espejismos en las tierras muy secas. Este mismo fenómeno ocurre con todas las ondas del espectro.

Efecto Doppler

El Efecto Doppler es tan importante para la radioastronomía como para la astronomía óptica. Este efecto se observa con todo tipo de longitudes de onda.

Fuentes de radiofrecuencia

Clasificación

Fuente Discreta. Radiación cuya dirección puede ser identificada. Se dividen en Fuente puntual, localizada o extendida

• Puntual. Es una idealización de un punto emisor de radiofrecuencia

• Localizado. Es un origen muy pequeño como por ejemplo una estrella

• Extendidos. Son las emisiones provenientes de un gran campo como el centro de la vía láctea

Radiación de fondo. (Background) Es la radiación que se origina mas atrás del objeto estudiado mientras la radiación foreground es la que se origina mas cercana al objeto estudiado

Radicación cósmica de fondo. La cual es de origen térmico y esta distribuida por todo el universo

Objetos Fuentes de Radiofrecuencia

El rango de longitud de onda en que trabajan la mayoría de los radioastrónomos aficionados esta entre los 0,5 metros (600 MHz) y los 30 metros (10 Mhz). Entre estos rangos se encuentran muchas ondas "contaminantes" como las de televisión, radio y otras como motores de automóviles, trenes, maquinaria eléctrica, entre otras. De esta manera los radiotelescopios deben localizarse preferiblemente en zonas rurales

Estelares. Muchas estrellas actúan como fuentes localizadas de radiación. Las estrellas variables pueden tener análogamente a las variaciones en su brillo variaciones de intensidad de emisiones de radio. 

Pulsares. Emiten ondas en toda la gama del espectro electromagnético.

Galaxias. Activas, Radio galaxias, Quasares, Blasares, Galaxias Seyfert. Todas ellas son fuerte fuente de radiación la radiación predominante es de tipo Sincrotón

Sistema Solar. El Sol es la fuente de radio mas fuerte y cercana a la tierra, el objeto que sigue al Sol en emisión de ondas de radio es Júpiter. Su radiación es térmica y también su gran campo gravitacional puede acelerar electrones causando radiación por Sincrotón.

Radiotelescopio.

Las ondas de radiofrecuencia pueden penetrar la atmósfera terrestre en un rango que va desde pocos milímetros hasta de cerca 100 metros. Esta ondas son muy débiles y para captarlas es necesario recogerlas y concentrarlas en un solo punto para que puedan ser amplificadas y analizadas.

Existen varios tipos de receptores de ondas de radio:

Dipolo. es el mas sencillo, el dipolo funciona por que la parte eléctrica de la radiación produce un voltaje muy pequeño entre las dos polos el cual pasa al equipo amplificador y graficador, para recibir la señal el dipolo debe tener una fracción de la longitud de onda a captar.

Antena Yagi. Es como una antena receptora de UHF, ella consiste en en un dipolo alimentador (feeder) colocado sobre una estructura en donde se localiza un dipolo receptor, y otros directores. El Feeder tiene un tamaño levemente inferior a la mitad de la longitud de onda a captar, el receptor es 5% mas grandes y los directores son sucesivamente 4% mas pequeños que el feeder. Este tipo de antena mejora la resolución angular del dipolo. Es la mas usada por aficionados.

Antenas parabólicas. Poseen discos cóncavos que envían las señales a receptores y ampliadores. Estos discos tienen la ventaja que poseen una gran área para recolectar las señales. 

La limitación mas importante en radioastronomía es la pobre resolución angular, sobre todo cuando se trabaja con longitudes de onda muy grandes. La corrección de esta limitación requiere de discos parabólicos muy grandes. Sin embargo, el telescopio con el disco mas grande en Arecibo Puerto Rico que es de 300 metros aun tiene problemas de resolución angular.

Graficación. Las señales obtenidas por el radiotelescopio se amplifican y se grafican en un trazado llamado Perfil(1) que representa su intensidad. El área bajo la curva de este perfil (2) determina la intensidad de emisión de determinada región, de esta manera se obtienen los perfiles de diferentes zonas del cielo (3). Las áreas de intensidad se traducen en números a los cuales se les da un determinado color y se grafican para obtener imágenes (4) originadas en el mapeo de frecuencias por fuera de la banda visible del espectro electromagnético