RADIOASTRONOMIA

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.

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 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.

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 imposibilidad de conectarlos mediante cables, registran las señales en cinta magnética conjuntamente con señales horarias procedentes de relojes atómicos. Luego son reproducidas sincronizadas de acuerdo a las señales horarias.

Esta señal combinada de un radiotelescopio de unos 13.000km 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.

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.

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.