La Radioastronomía estudia la parte del espectro electromagnético que se encuentra en un rango de longitudes de onda entre aproximadamente 10 metros y 1 centímetro. En esta banda del espectro electromagnético la atmósfera y la ionosfera terrestre son transparentes (como ocurre en el óptico), lo cual hace posible la observación de objetos celestes que emiten en radiofrecuencias con telescopios situados en la superficie de la Tierra. Además, existen bandas atmosféricas relativamente transparentes a longitudes de onda por debajo del centímetro, que son las llamadas ventanas milimétricas y submilimétricas.
Figura 1: Superposición de una fotografía del cielo en el Observatorio de Green Bank, en Estados Unidos, sobre su imagen en radio a una longitud de onda de 6 cm . Así veríamos el cielo si nuestros ojos tuviesen detectores de radio ondas en lugar de detectores de luz visible. Cortesía: NRAO/AUI
El origen de la Radioastronomía se remonta a los años treinta, cuando los laboratorios Bell, en Estados Unidos, le encargaron al ingeniero Karl Jansky la investigación de señales que pudiesen interferir en comunicaciones telefónicas transoceánicas. Para ello, Jansky construyó una antena que podía recibir señales a una longitud de onda de 14.6 metros. Durante su experimento, Jansky descubrió la presencia de una señal desconocida que provenía del plano de nuestra Galaxia y cuyo máximo se encontraba en la dirección del centro galáctico.
Figura 2: Antena construida por Karl Jansky. Con ella se detectó por primera vez la emisión en radio de nuestra Galaxia.
En 1937, el ingeniero estadounidense Grote Reber ayudó a construir a Karl Jansky una antena de casi 10 metros de diámetro para investigar este fenómeno, descubriendo que esta misteriosa radiación no solo provenía de la Vía Láctea, sino que también era detectada en la dirección del Sol.
Figura 3: Radiotelescopio construido por Grote Reber.
Las primeras observaciones de Jansky y Reber indicaban que la radioemisión de la Vía Láctea se hacía más débil a frecuencias mayores, contrario a la teoría de la radiación térmica. No fue hasta 1950 cuando un científico ruso, V.L. Ginzburg, propuso una teoría para explicar este fenómeno: la radiación sincrotrón procedente de electrones moviéndose a velocidades cercanas a la de la luz en presencia de un campo magnético.
Del otro lado del Atlántico, el profesor holandés Jan H. Oort, advertido de los descubrimientos de Jansky y Reber, propuso que la radiación que estaban observando podría provenir de la emisión de una amplia región del espectro electromagnético en el rango de las radiofrecuencias (lo que ahora denominamos emisión de continuo). Oort sugirió que si en lugar de observar un continuo de frecuencias pudiesen detectar alguna señal a una única frecuencia, es decir, una línea espectral, se conseguirían avances significativos en Astronomía, ya que la frecuencia de esa línea estaría afectada por el efecto Doppler y así se obtendría información sobre la velocidad y los movimientos del gas responsable de la emisión a esa frecuencia. Oort encargó a su colega Hendrick van de Hulst investigar sobre un posible mecanismo que pudiese producir este tipo de señales a una única frecuencia. Van de Hulst comenzó con el elemento más abundante del Universo, el hidrógeno, y en 1944 propuso que una buena candidata era una transición hiperfina del estado fundamental del hidrógeno atómico neutro (HI) asociada a dos niveles de energía cercanos: uno con el espín del electrón paralelo al del protón y otro antiparalelo. La transición entre estos dos niveles energético producía emisión a una frecuencia de 1420 MHz. Surgió así la predicción de la tan importante línea de 21 cm del hidrógeno.
En 1951, Harold Ewen y Edward Purcell, dos científicos de la Universidad de Harvard, detectaron por primera vez la línea de 21 cm del hidrógeno. Esta detección fue corroborada semanas más tarde por el mismo Oort y por científicos australianos. Desde entonces se ha usado como una importante herramienta para conocer la estructura de nuestra Galaxia.
La construcción de radiotelescopios cada vez más grandes y el desarrollo de técnicas de interferometría que permiten usar simultáneamente varios telescopios, han hecho posible la observación de objetos cada vez más débiles y con más detalle. Desde sus comienzos, la Radioastronomía ha ayudado a entender y a descubrir numerosos fenómenos del Universo, ya que a través de las ondas de radio se pueden estudiar objetos que son opacos a las longitudes de onda visible e infrarroja. Cabe destacar el descubrimiento de las radiogalaxias y los quásares (por Maarten Schmidt en el 1963), la radiación cósmica de fondo (por Arno A. Penzias y Robert W. Wilson, en 1965), o los púlsares (por Jocelyn Bell y Tony Hewish en 1967).
Radiotelescopios modernos: antenas únicas e interferómetros
Los radiotelescopios modernos consisten en un gran plato cuya función es la de recolectar la radioemisión de los objetos celestes y enfocarla a un plato secundario o subreflector que la dirige a un receptor. En el receptor la señal se filtra y se amplifica para su posterior detección y análisis. La habilidad de un radiotelescopio para medir fuentes débiles, depende de las características de la superficie de la antena, de su tamaño y de la sensibilidad del receptor. Además, cuanto más grande sea un radiotelescopio mayor poder de resolución espacial tendrá, o lo que es lo mismo, podrá distinguir más detalles en las fuentes celestes.
Figura 4: Antena de 70 metros de la red del espacio profundo de NASA, en Goldstone, Estado Unidos. Las flechas amarillas representan ondas de radio que llegan al plato principal del telescopio. Allí son dirigidas al subreflector donde finalmente se envían al receptor.
Sin embargo, no es posible construir telescopios tan grandes como queramos, ya que la fuerza de la gravedad podría jugar una mala pasada y colapsar toda la estructura. Esto ya ocurrió en el telescopio de 90 metros de diámetro del observatorio de Green Bank, en Estados Unidos.
Figura 5: (Arriba) Telescopio de 300 pies de diámetro en Green Bank, Estados Unidos. (Abajo) Colapso del telescopio de 300 pies de Green Bank. Cortesía: NRAO/AUI
Para conseguir ver con más detalle la radioemisión de los objetos celestes y conseguir poder detectar objetos cada vez más débiles, los astrónomos usan la técnica de interferometría. Esta técnica fue introducida en 1946 por el científico de Cambridge Martin Ryle, quien obtuvo por ello el Premio Nobel. Consiste en observar al mismo tiempo un objeto celeste con un conjunto de antenas. Posteriormente se combina la radiación que llega a cada par de antenas y como resultado se "sintetiza" un telescopio de diámetro igual a la separación máxima entre antenas y cuyo área colectora de radiación es igual a la suma de las áreas colectoras de cada antena.
Actualmente existen varios radiointerferómetros en el mundo, tanto con antenas físicamente conectadas (como el Very Large Array en Estados Unidos, Plateau de Bure en Francia o el Australian Telecope Compact Array en Australia), como con antenas separadas miles de kilómetros (como el Very Large Baseline Array en Estados Unidos).
Figura 6: (Arriba) Interferómetro Very Large Array, en Nuevo México, Estados Unidos. Cortesía: NRAO/AUI. (Abajo izquierda) Interferómetro Plateau de Bure, en Grenoble, Francia. Cortesía: IRAM (Abajo derecha)Representación de la localización de las antenas del interferómetro no conectado Very Large Baseline Array, en Estados Unidos. Cortesía: NRAO/AUI
¿Qué objetos emiten ondas radio y por medio de qué mecanismos físicos?
Son varios los procesos físicos que contribuyen a la emisión en radiofrecuencias, tanto en radiocontinuo (en un rango amplio y continuo de radiofrecuencias) como en línea espectral (a una sola frecuencia). Estos procesos se pueden dividir en dos grandes bloques que obedecen a su dependencia con la temperatura del objeto celeste: mecanismos térmicos y no térmicos.
Mecanismos Térmicos
En los mecanismos térmicos la emisión de la radiación electromagnética depende de la temperatura del objeto. Incluyen los siguientes tipos de radiación:
1- Radiación de cuerpo negro:
Todos los objetos del Universo que tienen una temperatura por encima del cero absoluto emiten radiación térmica. Esa temperatura hace que los átomos y moléculas del objeto se muevan, choquen y cambien su dirección, emitiendo radiación. Así, este movimiento interno esta relacionado directamente con la temperatura del objeto celeste. Esto es lo que los científicos denominan un cuerpo negro. Los cuerpos negros absorben toda la radiación que les llega y cuando alcanzan su temperatura de equilibrio emiten un continuo de energía con un patrón determinado en una región ancha del espectro electromagnético. Este espectro característico de la radiación del cuerpo negro esta descrito por la ley de Planck. Se caracteriza porque su máximo de emisión ocurre a una longitud de onda que depende de la temperatura del objeto, de forma que los objetos más fríos no solo emiten menos energía, sino que emiten más radiación a longitudes de onda más largas. De forma inversa, al elevarse la temperatura del cuerpo negro no sólo aumenta la energía emitida, sino que el pico de la emisión se encuentra a longitudes de onda más cortas.
Figura 7: Patrón de radiación del cuerpo negro. Cada curva representa la emisión a distintas longitudes de onda de un cuerpo negro a una temperatura determinada. Los objetos cuyo máximo de emisión se encuentra en el rango de longitudes de onda de radio muestran temperaturas muy bajas. Cortesía: Proyecto PARTNeR.
Uno de los mejores ejemplos de cuerpo negro es la radiación cósmica de fondo microondas. Esta radiación proviene de todas las direcciones del espacio y se cree que es un fósil de la explosión del Big Bang hace 15 billones de años. Durante todo ese tiempo esta radiación se ha enfriado hasta alcanzar una temperatura de -270 grados Celsius (3 grados por encima del cero absoluto de temperatura) observándose principalmente en longitudes de onda del orden del centímetro.
Figura 8: Radiación cósmica de fondo microondas. Cortesía:NASA
2- Radiación libre-libre de gas ionizado:
La radiación libre-libre se produce cuando un electrón pasa cerca de una partícula con carga positiva e interacciona electrostáticamente con ella. El electrón es acelerado y cambia su dirección original emitiéndose un fotón.
Este tipo de emisión se puede ver en regiones de gas que ha sido ionizado, como ocurre por ejemplo en las regiones de formación estelar. Las estrellas se forman en el interior de nubes densas de gas y polvo que se fragmentan en pequeñas condensaciones y colapsan gravitacionalmente. Durante esta contracción, el corazón de la condensación se calienta hasta que la temperatura es suficientemente alta como para producir reacciones nucleares de fusión y comenzar a formar una nueva estrella. La estrella en formación emite radiación que calienta el gas y el polvo de la nube primordial que la rodea. Cuando esta radiación procedente de la estrella es suficientemente intensa, puede arrancar electrones a los átomos que conforman el gas, produciéndose así lo que se denomina gas ionizado o plasma. En el plasma, los electrones son acelerados al pasar cerca una partícula cargada positivamente, emitiendo radiación en una región ancha del espectro electromagnético (es decir, emisión de continuo).
Figura 9: Alrededores del centro de nuestra Galaxia.En esta imagen se puede ver la superposición de la emisión en radio a 20 cm(morado) junto con gas frío a 1mm (naranja) y emisión en infrarrojo (verde). Parte de la emisión en radio es producida por el gas ionizado por regiones de formación estelar masiva. Cortesía: NRAO/AUI
3- Emisión de líneas espectrales térmicas:
Se producen cuando un átomo o una molécula pasan de un estado de energía a otro diferente. En el caso de los átomos, la emisión de líneas espectrales se produce cuando un electrón pasa de un nivel de mayor energía a otro de menor energía. Las moléculas, además de estas transiciones electrónicas, pueden experimentar transiciones rotacionales (debidas a la rotación de las moléculas en el espacio) y vibracionales (debidas a la vibración de los núcleos en torno a su posición de equilibrio). Al cambiar de un estado más energético a otro menos energético, se emite un fotón cuya energía es igual a la diferencia de energía entre los dos niveles, manifestándose como una línea a una frecuencia determinada en el espectro electromagnético.
Las líneas espectrales son una herramienta muy útil para los astrónomos porque permiten obtener fácilmente parámetros físicos del gas (como la temperatura y la densidad) y porque su anchura y su forma proporcionan información de los movimientos que hay dentro de ese gas. Si parte del gas se mueve acercándose a nosotros, la línea se observa en longitudes de onda menores a la teórica (se dice que el espectro se desplaza hacia el azul) y si hay material alejándose de nosotros, la línea se observa en longitudes de onda mayores a la teórica (es decir, el espectro se desplaza al rojo). Este fenómeno es conocido como efecto Doppler.
Una de las líneas espectrales más importantes es la línea de 21 cm del hidrógeno atómico neutro (HI), ya que ha ayudado a definir la estructura y distribución de material de nuestra Galaxia. En cuanto a líneas moleculares, destacan las transiciones del monóxido de carbono (CO), pues es la molécula más abundante después del hidrógeno. El CO ha ayudado a descubrir las nubes moleculares de la Galaxia, es decir, las zonas en las que pueden estar formándose nuevas estrellas.
Figura 10:Mapa de nuestra galaxia en la línea de 21 cm del hidrógeno atómico neutro. CortesíaJ. Dickey, y F. Lockman.
Mecanismos No Térmicos
En este tipo de procesos, la emisión de la radiación electromagnética no depende de la temperatura de los objetos celestes. Incluye los siguientes tipos de radiación:
1- Radiación sincrotrón:
Este tipo de radiación se produce cuando una partícula cargada (generalmente un electrón) que viaja a una velocidad cercana a la de la luz, es acelerada dentro de un campo magnético. Estas partículas cargadas se mueven en forma de espiral alrededor de dicho campo magnético, cambiando continuamente su dirección y emitiendo un continuo de radiación. A diferencia de los cuerpos negros, esta emisión se hace más intensa a longitudes de onda mayores.
Para mantener la radiación sincrotrón, es necesaria una fuente de energía muy potente que suministre continuamente electrones a velocidades relativistas (cercanas a la de la luz). Estas fuentes de energía se pueden encontrar en los remanentes de supernova (resultado de la explosión de una estrella masiva al final de sus días), en los núcleos de galaxias activas y en los púlsares.
Figura 11:Representación artística en la que se superpone el remanente de supernova Cas-A a radiofrecuencias con una foto del interferómetro Very Large Array al atardecer. Cortesía: NRAO/AUI
Figura 12: Emisión sincrotrón producida por la radiogalaxia Cygnus A. Cortesía: NRAO/AUI.
Los púlsares, son estrellas de neutrones que giran sobre sí mismas y poseen un campo magnético muy grande, en los que sus polos magnéticos no coinciden con el eje de giro de la estrella. Estos fuertes campos magnéticos provocan emisión de radiación muy intensa concentrada en un cono a lo largo de los polos magnéticos, que al girar con la estrella hace que veamos una radiación pulsante similar a la luz de un faro. Los períodos de rotación de los púlsares oscilan de unos pocos segundos a varios milisegundos. Hoy día se sabe que los púlsares son el resultado de la muerte de una estrella masiva que explota como una Supernova al final de su vida.
Figura 13:Nebulosa del cangrejo. Es un remanente de supernova en cuyo interior se encuentra un púlsar (representado artísticamente en la figura de arriba a la derecha).A la derecha abajo hay un esquema detallado de un púlsar. Cortesía de NRAO/AUI, M. Bietenholz, Dave King y Mark A. Garlick
2- Emisión máser:
Los máseres son un tipo de líneas espectrales extremadamente intensas que no obedecen a mecanismos térmicos. Por el contrario, se producen por emisión estimulada de la radiación, amplificando la emisión de una determinada transición molecular. Este fenómeno se produce de forma muy similar a un láser en el visible, pero en la región de las microondas e involucrando moléculas.
Los máseres se producen de forma natural en regiones de formación estelar, envolturas de estrellas evolucionadas y galaxias activas. Las moléculas más comunes que presentan fenómeno máser son el hidróxido (OH), metanol (CH3OH), agua (H2O) y monóxido de silicio (SiO). Por ser líneas espectrales tan intensas son fácilmente detectables por radiotelescopios y con ellas se pueden realizar estudios de la cinemática y de las condiciones físicas de los objetos que las contienen.
Figura 14:Máseres de SiO en la estrella moribunda TX Cam.El círculo rojo representael radio de la estrella. Los máseres son las pequeñas manchas amarillentas alrededor de la estrella. Cortesía: NRAO/AUI.
Radioastronomía en España
España cuenta en su territorio con varios radioobservatorios, donde destacan los siguientes:
Centro de Comunicaciones de la Red de Espacio Profundo de la NASA, en Robledo de Chavela, Madrid:
Forma parte de la Deep Space Network de la agencia espacial estadounidense. Junto con los centros de California, en Estado Unidos, y de Canberra, en Australia, se dedican fundamentalmente al seguimiento de las sondas espaciales de la NASA. Científicos españoles del Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial en colaboración con el Jet Propulsion Laboratory de NASA, pusieron a punto la antena de 70 metros de diámetro de este complejo para realizar observaciones astronómicas en longitudes de onda centimétricas. Además, esta antena trabaja parte de su tiempo en conexión con otras antenas como parte de la red europea de interferometría de muy larga base.
Dentro de este complejo cabe destacar una antena de 34 metros que tiene fines meramente docentes. Este proyecto educativo, denominado proyecto PARTNeR (Proyecto Académico con el Radiotelescopio de NASA en Robledo), está orientado principalmente a estudiantes de Educación Secundaria Obligatoria, Bachillerato y Universidad que quieran realizar prácticas de Radioastronomía.
Centro Astronómico de Yebes, en Guadalajara:
Pertenece al Observatorio Astronómico Nacional y en él cabe destacar una antena de 14 metros de diámetro que trabaja en centimétricas y en 7 milímetros, y el recientemente inaugurado nuevo radiotelescopio de 40 metros, que va a operar en ondas centimétricas y milimétricas. Ambas antenas forman también parte de la red europea de interferometría de muy larga base.
Observatorio de Pico Veleta, en Granada:
Forma parte del IRAM (Instituto de Radioastronomía milimétrica) y cuenta con un telescopio de 30 metros que opera a longitudes de onda milimétricas. Está situado en plena Sierra Nevada, a casi 3000 metros de altura, y es una colaboración entre Francia, Alemania y España a través del Instituto Geográfico Nacional. Hoy día constituye uno de lo mayores y mejores telescopios en estas longitudes de onda.
Figura 15:(Izquierda) Telescopio de 70 metros de Robledo de Chavela. Cortesía de NASA. (Centro) Telescopio de 40 metros de Yebes. Cortesía del Observatorio Astronómico Nacional. (Derecha) Telescopio de 30 metros de Pico Veleta. Cortesía del IRAM.
Además, cabe destacar la participación de España en el desarrollo y construcción de dos grandes interferómetros que serán instalados fuera del territorio nacional: el proyecto ALMA (Atacama Large Millimeter Array), en Chile, y el proyecto SKA (Square Kilometre Array), que será construido en Sudáfrica o en Australia.
Desde sus comienzos, la Radioastronomía ha aportado numerosos descubrimientos que han contribuido de forma muy notable a la comprensión de nuestro Universo. Sin embargo, todavía quedan por estudiar muchos fenómenos, como el origen de las galaxias más lejanas, la formación de sistemas planetarios, y la presencia de moléculas prebióticas similares a las que dieron lugar a la vida en la Tierra. Para poder estudiar estos fenómenos en detalle, se necesitan telescopios muy sensibles y que permitan distinguir estructuras muy pequeñas. Además, algunos de estos fenómenos físicos emiten a longitudes de onda milimétricas y submilimétricas y necesitan de radiotelescopios construidos en lugares de la Tierra muy especiales: muy secos y a una altura muy elevada sobre el nivel del mar, donde la atmósfera es más transparente a esas longitudes de onda.
Como futuras antenas únicas, destacan el recién construido LMT (Large Millimeter Telescope), que es una antena de 50 metros localizada en México que operará en milimétricas, y el CCAT (Cornell Caltech Atacama Telescope), antena de 25 metros que trabajará en submilimétricas y será situada en el desierto de Atacama, en Chile, a 5600 metros de altura. Este proyecto se espera que esté listo para el 2015.
En cuanto a interferómetros futuros, cabe destacar LOFAR, SKA y ALMA. LOFAR (Low Frequency Array) es un ambicioso proyecto que consistirá en un interferómetro distribuido principalmente a lo largo de Holanda y del norte de Alemania y que trabajará en longitudes de onda métricas. SKA (Square Kilometer Array) observará en longitudes de ondas métricas y centiméricas y tendrá un kilómetro cuadrado de área colectora. Será construido en Sudáfrica o en Australia y finalizado hacia el 2020. ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) consistirá en 66 antenas que operarán en milimétricas y submilimétricas y estará situado en el altiplano andino, a más de 5000 metros de altura, en pleno desierto de Atacama, en Chile. Comenzará sus operaciones hacia el 2012.
Figura 16: (Arriba) Llano Chajnantor, en el desierto de Atacama, Chile. En este lugar se construirá el proyecto ALMA, a más de 5000 metros de altura. Cortesía NRAO/ESO. (Abajo izquierda) Representación artística del futuro proyecto ALMA. Cortesía ESO/NRAO. (Abajo derecha) Simulación de la observación con ALMA de un planeta en formación. Cortesía S. Wolf.
AUTOR >> Itziar de Gregorio-Monsalvo
ESO/ALMA Fellow
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