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Radiotelescopios



"No existe nada en el Universo por pequeño que sea, ni con un movimiento tan etéreo como el de los ángeles, que vos no podáis observar."
William Shakespeare "El Mercader de Venecia"
radiotelescopios Radiotelescopio VLBA


Durante mucho, tiempo el hombre conoció el Universo sólo a través de sus ojos. Pero en las últimas décadas ha sentido el deseo de observar más allá de lo que sus ojos y los telescopios más potentes pueden apreciar. La presencia de los cuerpos celestes se conoce gracias a que emiten luz. Pero la luz constituye solo una pequeña parte de un fenómeno mucho más amplio conocido como radiación electromagnética.
Un rayo de luz no solo es lo que podemos ver con nuestros ojos, sino que también comprende numerosísimas radiaciones que resultan imposibles de observar naturalmente y sin ayuda de tecnología.
La sumatoria de estas radiaciones se conoce como espectro electromagnético.
Si solo estudiáramos la parte visual del espectro ignoraríamos una gran cantidad de información.
La radioastronomía es la confluencia de la radiocomunicación y la astronomía.

Las ondas
Las radiaciones electromagnéticas son un desplazamiento de energía, a través de un fenómeno que conocemos como ondas. Hablando en términos generales, una onda es la transmisión de energía que no necesita de un movimiento de materia.
El sonido, las olas del mar, ondas sísmicas, la luz, los rayos x, las ondas de radio son ejemplos de ondas, aunque muy diferentes. Sin embargo, sin tener en cuenta su naturaleza, todas las ondas tienen las mismas características generales.
Se puede decir que el mundo físico está compuesto solamente de dos entes básicos: objetos materiales y ondas.


Ondas Electromagnéticas
En nuestro caso nos referiremos a las ondas electromagnéticas.
La luz visible es solo una pequeña parte del espectro electromagnético. Por orden decreciente de frecuencias (o creciente de longitudes de onda), el espectro electromagnético está compuesto por rayos gamma, rayos x, radiación ultravioleta, luz visible, rayos infrarrojos, microondas y ondas de radio. Tienen una serie de parámetros característicos: amplitud, frecuencia y longitud de onda.
Analizando, podemos decir que:
a.- La amplitud, a efectos del oído humano, representa la intensidad acústica con que percibimos el sonido.

b.-La frecuencia representa el número de veces por segundo con que oscila la onda electromagnética, o mejor dicho, es el tono con el que percibimos dichos sonidos.
c. La unidad de medida de la frecuencia es el Hertzio (hz.), en honor al físico Frederic Hertz.

Por último la longitud de onda ( ) es un parámetro que relaciona la velocidad de las ondas electromagnéticas(c) con la frecuencia (f) de la siguiente forma: = c/f c= 300.000 km/s

A medida que aumenta la frecuencia de una señal electromagnética, disminuye su longitud de onda. Hasta aquí hemos visto la naturaleza de las señales y sus parámetros principales. Quizás sean datos un tanto técnicos, pero sin duda necesarios para comprender como identifican y reproducen los radiotelescopios.
Su velocidad en el vacío, equivale aproximadamente a 300.000 Km/s.
Las ondas electromagnéticas no necesitan un medio para propagarse. Todas las radiaciones del espectro electromagnético presentan las propiedades típicas del movimiento ondulatorio, como la difracción y la interferencia.


Su Historia un descubrimiento accidental
El ingeniero estadounidense Karl G. Jansky, detectó accidentalmente mientras trabajaba en Bell Laboratories, en 1932, ruidos provenientes de la región cercana al centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, durante un experimento para localizar fuentes lejanas de interferencia de radio terrestres. La distribución de esta radioemisión galáctica fue cartografiada por el ingeniero Grote Reber, utilizando una paraboloide de 9,5 m que construyó en su patio de 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 radios 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.

Fuentes de radioemisión discretas fueron catalogadas en número creciente y, desde la década de los años cincuenta, fueron identificadas muchas radiofuentes como distantes galaxias visibles. En 1963, la continua investigación de radiofuentes muy pequeñas llevó al descubrimiento de radiofuentes casi estelares llamadas quásares, siendo su magnitud sin precedentes que, debido a que presentaban desplazamientos hacia el rojo, parecían encontrarse a distancias enormes de la Tierra. Poco después, en 1965, los radioastrónomos estadounidense: Arno Penzias y Robert W.Wilson anunciaron el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas cósmica de 3 K(-270°C), que tiene muchas implicaciones para las teorías del origen del Universo y su evolución. En 1968 se descubrió un tipo nuevo de radiofuente, el pulsar, identificado rápidamente como el polo de una estrella de neutrones que gira a gran velocidad.
Durante muchos años, los astrónomos se concentraron en el estudio de longitudes de onda relativamente largas, cercana a 1 m, para las que era fácil construir grandes estructuras de antenas y receptores sensibles.
Al desarrollarse las técnicas para construir estructuras más grandes y más precisas, y perfeccionarse los equipos de recepción de onda corta, las bandas de longitud de onda de hasta 1 mm cobraron especial importancia.


Ventanas al Universo
Los cuerpos celestes emiten radiaciones en todas las regiones del espectro electromagnético, aunque con muy distinta intensidad. Además, no toda la radiación puede llegar hasta la superficie terrestre porque la atmósfera la absorbe.
La primera ventana se conoce como "ventana óptica" y es la utilizada por la astronomía óptica. La otra ventana, "ventana de radio" es la utilizada por la radioastronomía.
Como vemos las ondas de radio, al igual que la luz visible, pueden penetrar nuestra atmósfera y llegar a la superficie de la tierra.
Tanto el astrónomo óptico como el radioastrónomo extraen información de la radiación electromagnética que detectan. Recordemos que tanto la luz como las ondas de radio son radiación electromagnética y solo difieren en su longitud de onda.
Para captar estos datos, los astrónomos deben diseñar nuevos tipos de telescopios que puedan captar la radiación de distintas longitudes de ondas, El radiotelescopio, de quien nos ocuparemos, trabaja sólo con longitudes de ondas de radio.

Gas y Polvo Interestelar
Podríamos creer que el espacio exterior esta poblado solo por estrellas, pues en la noche solo se ve negrura entre esos diminutos puntos brillantes. Esa oscuridad sólo corrobora los límites de nuestra visión. En realidad el espacio entre las estrellas no está vacío, sino que tiene una mezcla muy diluida de polvo y gas. Ese gas produce emisiones de ondas de radio.

Con este hallazgo, la radioastronomía, reafirma el hecho que en el espacio no existe el vacío absoluto. De modo que las radioemisiones celestes provienen principalmente del medio interestelar, pero como veremos mas adelante, hay mucho más.

Este gas suele unirse formando nubes, miles de millones de veces mayores que la tierra.
El polvo interestelar, no es muy diferente del polvo doméstico que se acumula en los muebles.
Estas partículas de polvo que están mezcladas con el gas impiden que la luz de las estrellas distantes llegue a nosotros. Aquí está la ventaja de la radioastronomía sobre el método óptico.

Las ondas de radio producidas por el gas, penetran sin dificultad a través de esas gruesas nubes de polvo interestelar.

Radio Estrellas
Los restos de supernovas son nubes de fragmentos de estrella que han explotado. Los electrones relativistas producidos en la explosión de una supernova son capturados por el campo magnético que rodea el lugar de la explosión. Cuando estos electrones giran en espiral alrededor de las líneas del campo magnético, continúan irradiando durante miles de años. En algunos casos, la estrella misma continúa siendo fuente de radioemisión y se la denomina radio estrella. Otra clase importante de radio estrella comprende los sistemas de estrella dobles (binarias) que emiten ondas de radio cuando su masa se transfiere de un elemento a otro.

Hidrogeno
Una de las ventajas mas importantes del radiotelescopio, es que nos puede mostrar donde están situadas nubes de hidrógeno frío. Debido a que el 90% de los átomos del Universo son de hidrógeno esta es una información fundamental.
Este elemento surgió muy temprano en la vida del Universo y a partir de él se ha formado toda la materia conocida (incluyendo al hombre). Es el combustible para la producción de energía que hace brillar a las estrellas y para la gestación de otras.
Además de emitir únicamente en radio, el estudio del gas de Hidrógeno tiene grandes ventajas. Es posible detectar su emisión en lugares oscurecidos y muy distantes en nuestra galaxia, y lo que es mas importante aún, permite medir las velocidades del gas y así estudiar los movimientos en las galaxias.
Las grandes nubes de hidrógeno frío son completamente invisibles para los telescopios normales, debido a que no producen ninguna luz por si mismas y reflejan muy poco como para detectarse mediante fotografías. Sin embargo el hidrógeno frío emite una radioseñal en la longitud de onda específica de 21 cm. Sólo detectables mediante el radiotelescopio.

Materia Oscura
Gracias a las grandes extensiones del gas de Hidrógeno, se puede observar el movimiento del mismo a grandes distancias del centro de una galaxia. Sucede que en general el gas (ubicado bastante mas allá de los bordes estelares), se mueve mucho mas rápido que lo esperado según los cálculos de la cantidad de materia que se conoce y puede detectarse; es decir no hay suficiente masa que explique los efectos gravitacionales sobre el gas, por lo que habría mucha mas materia dentro de una galaxia que la detectada. Surgió así una de las mayores incógnitas conocidas y aún no develadas: la posible existencia de "materia oscura".

Galaxias y estrellas lejanas
Debido a que las señales de radio tienen longitudes de ondas relativamente largas, pueden penetrar las grandes nubes de polvo de las que hablamos anteriormente.
Las ondas luminosas son cortas e interaccionan con el polvo del espacio, se dispersa la luz y no llega a los telescopios ópticos situados en la superficie terrestre.En cambio las señales de radio procedentes de los puntos más lejanos de la galaxia pasan a través de este polvo sin ningún impedimento. Esta capacidad de las ondas de radio para atravesar esas nubes también e aplicable a la atmósfera de la Tierra. Un radiotelescopio normal puede trabajar 24 hs al día, tanto con tiempo despejado como un cielo nublado.
La detección de radiofuentes débiles es de gran interés. Como sabemos, cuando miramos a las regiones del universo mas alejadas de nosotros las vemos como eran hace mucho tiempo.
Como los radiotelescopios penetran mas lejos que los telescopios ópticos, nos permiten mirar hacia atrás en el tiempo. Obteniendo datos muy importantes para definir el Universo en el que vivimos.

Astroquímica
Después del gas de Hidrógeno los astrónomos intentaron hallar la emisión de moléculas, de este modo apareció una rama inédita de la ciencia: la astroquímica. Hoy en día se observan mas de 80 especies moleculares, desde el agua, ácido fórmico, monóxido de carbono, etc Hasta moléculas complejas de 12 átomos. La mayoría contiene en su composición: hidrógeno, oxígeno, nitrógeno y carbono. Siendo en general compuestos orgánicos esenciales para la vida.

Nebulosas fábrica de estrellas
Aquellas regiones llamadas Nebulosas, donde el gas se vuelve visible por el calentamiento producido por estrellas jóvenes, sólo son, sin duda, la punta de un témpano de hielo para el ojo humano. Grandes nubes moleculares, verdaderas fábricas químicas interestelares, acompañan a estas nebulosas. La materia contenida en estas nubes es suficiente a veces para formar unos 100.000 soles.Estas regiones moleculares se hallan envueltas en nubes depolvo, que como ya dijimos, se hacen invisible para los telescopios, pero no para un radiotelescopio.

Radiogalaxias
Son en general lejanas, nada exóticas miradas con un telescopio. Sin embargo, su apariencia en radio es muy extraña: presenta intensas emisiones (producto de chorros de partículas atómicas despedidas desde el núcleo galáctico) extendidas mucho mas allá de la galaxia.

Una estrella común como el Sol, emite por segundo el equivalente energético de 3800 millones de bombas atómicas de 20 Megatones. Nuestra galaxia es 300.000 millones de veces mas potente, puesto que ese es el número de estrellas que posee. Las radiogalaxias tienen en general una potencia en radio miles de veces mayor que las de la Vía Láctea. ¿Pueden imaginar el equivalente a miles de galaxias concentradas en el espacio habitualmente ocupado por una sola?
Hoy se cree que existe en el corazón de la galaxia un objeto masivo, colapsado en un pequeño tamaño, y con tanta gravitación que ni siquiera la luz puede escapar de él. Un agujero negro. Pero que sí haría emitir enormes cantidades de energía a la materia que está atrayendo hacia sí. 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 o incluso millones de años luz de la galaxia madre.

Quasares
En los años 60 la astronomía se vio revolucionada al descubrirse los objetos mas distantes del Universo y a la vez los que mayor energía liberan. Los cuásares ó cuasi estrellas.

Vistos a través del telescopio aparecen como estrellas débiles, sin embargo observados con radiotelescopio muestran emisión energética tan intensa como para ser comparable con la de cientos de galaxias. En radio algunos cuásares se asemejan a las radio galaxias, presentando chorros de material radiante muy alejados del objeto central. Los cuásares tienen desplazamientos hacia el rojo muy grandes, por lo tanto, se piensa que están a gran distancia de la Vía Láctea.
En 1963 el investigador Cyril Hazard y el Director del Observatorio Parkes en Australia, Bolton, quisieron medir el ancho angular de una muy intensa radiofuente cercana al ecuador celeste que estaba catalogada como 3C273. Registraron lo que hasta el momento parecía ser -una famosa radio-estrella.
Maarten Schmidt, del Observatorio Monte Palomar (California) era uno de los poquísimos astrónomos ópticos que colaboraban con la radioastronomía en USA, así que confiaron en él y le enviaron los datos precisos de posición de la radiofuente que habían encontrado. Con esos datos encontró una débil estrella de magnitud 13, que parecía no estar de acuerdo a la intensidad en radio. Pero tomó un espectro y encontró que las relaciones coincidían exactamente con las que tienen las líneas de la serie de Balmer, pero con el hoy conocido detalle de estar desplazadas inusualmente hacia el rojo. De ahí la denominación primitiva de quasi stellar objects (QSO), después transformado a cuásar.

Pulsares
Las estrellas de neutrones magnéticas y en rotación producen haces de ondas de radio que se propagan a medida que la estrella rota. Cuando estos haces barren la tierra se perciben como parpadeos fugaces y regulares de ruido en los radiotelescopios (como si fueran radiofaros). Estos objetos se denominan pulsares.
El primer púlsar conocido fue descubierto por casualidad en 1967 por un equipo de la Universidad de Cambridge. La estudiante Jocelin Bell encontró esos "rarísimos" pulsitos que parecían repetirse cada 24 horas sidéreas. El radioastrónomo Anthony Hewish,- Premio Nóbel de Física- confirmó lo que Jocelyn encontró.
Habían construido un nuevo tipo de radiotelescopio para observar el centelleo en la emisión de radio de los cuásares. Cuando los teóricos repararon en que los pulsares tenían que ser estrellas de neutrones en rotación, abrieron la vía a otra oleada de investigación sobre objetos muy densos (estrellas de neutrones y agujeros negros).
Se han descubierto casi 1.000 pulsares y la cifra sigue en aumento. Su campo magnético es alrededor de 1000 millones de veces mas intenso que el de la Tierra.
Los pulsares rotan a un ritmo aproximado de una vez por segundo, el púlsar mas lento tiene un período de 4 segundos, pero el mas rápido gira sobre su eje mas de 600 veces por segundo.

Su densidad es tan enorme que si la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 90.000 toneladas.


La Vía Láctea
Nuestra galaxia, la 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 son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes mas 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 ondas ópticas.


El Sol Radioheliografía
El Sol es la radiofuente mas brillante de nuestro cielo. Su radioemisión es mucho mas intensa de lo esperado en 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 mas largas proviene de la atmósfera exterior, mucho mas 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 períodos de gran actividad de manchas solares, cuando la intensidad de la radioemisión puede incrementarse en un factor de un millón o más en períodos de tiempo en una hora.
La radioheliografía surgió durante la segunda guerra mundial, cuando casualmente los radiooperadores captaron señales de origen desconocido, que en determinados momentos impedían completamente la recepción de las comunicaciones. Se atribuyeron en ese momento a interferencias producidas intencionalmente por los alemanes para confundir el sistema de defensa antiaéreo británico. Después se comprobó que provenían de fuertes irradiaciones solares asociadas a grandes manchas en el disco solar. La gran importancia del estudio de la radioemisión solar reside en que los resultados obtenidos en estas longitudes de onda no repiten la información que da el espectro óptico, sino que dan nuevos conocimientos necesarios para conocer la estructura física del sol. Es interesante mencionar el observatorio exclusivamente radioheliográfico de Nobeyama, Japón, que opera en 27 GHz con 84 antenas parabólicas de 1 metro de diámetro sacando imágenes diarias del sol con resolución de 10 segundos de arco, disponibles para todo el mundo en Internet.

Júpiter
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 Io. Son fenómenos esporádicos y su captación desde la Tierra tiene mucho que ver con el equipo usado y la habilidad del investigador. Además Júpiter está rodeado por extensos cinturones de radiación que irradian en la banda de microondas a longitudes de onda menores de 1 metro.

Meteoros
Su estudio utilizando técnicas de radio da un resultado mucho más abundante que los estudios ópticos. Los sistemas se pueden automatizar fácilmente no requiriendo la continua asistencia humana, y el recuento puede realizarse tanto de día como de noche.

Por este medio se puede tomar conocimiento de muchos datos: su velocidad, su masa, su radiante y una idea bastante aproximada de su órbita. Dato muy importante en el estudio del Sistema Solar, por ser los meteoros residuos de la época de su formación.

Cosmología
Como las radiogalaxias y los quasares 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, las radioastrónomos pueden ver el Universo como era hace mas 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 solo radioemisiones, de modo que es imposible distinguir entre una potente fuente lejana y una cercana pero relativamente débil. Solo se puede determinar la distancia si la fuente es ópticamente identificada como una galaxia o un quasar 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 mas pequeñas.

El Radiotelescopio
Consiste normalmente de cuatro partes:
- 1 plato reflector
- 1 antena
- 1 amplificador
- 1 registrador
Estos componentes trabajando conjuntamente, hacen posible a los astrónomos detectar la radiación de radio de objetos celestes. Las longitudes de onda son relativamente largas, desde 1 mm hasta más de 1 km, y los radiotelescopios deben ser muy grandes para enfocar las señales que entran y producir una radioimágen nítida. El radiotelescopio puede compararse a un aparato de radio familiar. Una estación emisora está enviando información al aire por medio de ondas radiales. El aparato de radio capta estas ondas mediante su antena y el receptor reproduce la información (música, etc.) en forma audible. El plato reflector, igual que el espejo de un telescopio reflector, recoge y enfoca la radiación.
Debido que las ondas de radio son mucho mas largas que las de la luz, el plato no necesita ser tan pulido como un espejo. Una tela metálica funciona bien como reflector de muchas longitudes de onda (en algunos radiotelescopios el reflector no tiene que tener necesariamente forma de plato). A pesar que el plato puede tener centenares de metros de diámetro, la antena puede ser tan pequeña como una mano. Igual que la antena un televisor, su única función es absorber la energía que transportan las ondas y dirigirlas mediante un cable un amplificador.  Las partes críticas del receptor están con frecuencia enfriadas a temperaturas cercanas al 0 absoluto para obtener el mayor rendimiento posible.Luego de la amplificación llega a un instrumento de registro (papel, cinta magnética, ordenador).
Como los astrónomos no pueden ver las ondas de radio, las convierten en algo perceptible.
Una forma es medir la intensidad de la señal en distintos lugares del cielo y dibujar un mapa sobre el cual se señalen los contornos de las áreas que tienen la misma intensidad de radio.

Con nuestros ojos, con una fotografía o con el telescopio, podemos ver simultáneamente el detalle de varios objetos presentes en un amplio espacio. Pero con un radiotelescopio se recoge una única información del lugar. Entonces, para conocer como es una cierta zona, se observa varias veces, las necesarias para abarcar el campo de interés. La información se procesa en computadoras, con las que se elaboran los mapas o dibujos de una región .Para construir estos radiomapas celestes se unen con lápiz los lugares de igual intensidad de emisión de los átomos o moléculas dentro de la nube gaseosa, y se construyen así las llamadas curvas de nivel, semejantes a las isotermas o isobaras de un mapa terrestre.

Un modo mas apropiado para nuestros ojos, es convertir las diferentes intensidades, en una graduación de colores o de grises, con una cierta correspondencia entre el color o la escala del gris, y la intensidad real observada. Las limitaciones del radiotelescopio son su pobre resolución, la baja intensidad y las interferencias. Las dos primeras sólo pueden ser mejoradas construyendo el plato reflector de mayor tamaño.
En la actualidad el más grande del mundo tiene 300 mts de diámetro, debido a sus dimensiones no puede ser apoyado de forma usual. Por ello se ha construido en un valle de Arecibo, Puerto Rico. El plato es una delgada superficie metálica apoyada sobre cables que atraviesan el valle. Y la antena esta colgada de cables desde las torres construidas en tres montañas que rodean al valle . Se ha preferido sacrificar la capacidad de movimiento para poder obtener un mayor tamaño. Tiene una resolución de 1 minuto de arco aproximadamente, equivalente a la del ojo humano en longitudes de onda óptica. En cuanto a las interferencias, el radiotelescopio es un receptor de radio extremadamente sensible que puede captar señales de radio miles de veces más débiles que las transmisiones de radio y televisión normales. Les afecta la presencia de emisoras, telefonía celular, radares y satélites artificiales. Una forma de solucionar este problema es instalar los radiotelescopios tan lejos como sea posible de la civilización. Existe también nueva tecnología para su barrido.

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