Radioastronomía CIENCIA

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Ciencia

Rama de la Astronomía (v.) que estudia los astros mediante la investigación de las ondas electromagnéticas por ellos emitidas. Las observaciones radioastronómicas comienzan con K. Jansky (1931), quien atribuye un origen extraterrestre a ciertos parásitos de radio, comprobando su carácter periódico coincidente con la duración (23 h. 56 min.) de un día sidéreo. No obstante, tal descubrimiento permanece casi ignorado hasta la terminación de la II Guerra mundial, pese a que Arakawa, en Japón (1936), observa ruidos de fondo que preceden a fadings (interrupciones de las telecomunicaciones), cuya asociación con perturbaciones solares es comprobada por Dellinger, Newton y Barton (1937), del mismo modo que Hey (1942) y sus colaboradores atribuyen a una gran mancha solar la interferencia producida en sus equipos de radar, y Southworth (1942) y Reber (1944) consiguen detectar radio-ondas procedentes del Sol, mientras Hey, Phillips y Parsons observan las radioemisiones procedentes de la constelación del Cisne.

Como se sabe, entre las diversas zonas del espectro (v.), las ondas radioeléctricas pertenecen a longitudes de onda, Á, superiores a 1 mm., si bien la atmósfera terrestre impide la transmisión de éstas en determinadas zonas. En particular, el oxígeno y el vapor de agua, para1 mm.< ~, < 1 cm.,y la ionosfera en longitudes de onda Á > 20 m., limitan las radiaciones procedentes del espacio exterior, limitación que es casi completa a partir de 60 m. Es de esperar que la utilización de satélites artificiales permita ampliar estos intervalos.

Comparando la recepción de ondas luminosas con las radioeléctricas, se comprueba que el intervalo recibido en la zona radioeléctrica es unas 6.000 veces mayor que el recibido en la zona visual y presenta la considerable ventaja de poder ser detectado durante las 24 h. del día. Por el contrario, la gran información que suministran las rayas espectrales en la zona visual sólo puede aplicarse a la raya de 21 cm., única detectada con seguridad en el espectro de las ondas radioeléctricas.

Instrumentos. Las observaciones radioastronómicas se efectúan bajo registro de la amplitud y frecuencia de las ondas recibidas, y sus variaciones en el tiempo y en el espacio. De modo especial, se atiende a la dirección de llegada, a la amplitud en cada frecuencia y a la polarización (v.) con relación al tiempo.

Los instrumentos pueden esquematizarse en una antena (v.) o sistema de antenas, que recogen las ondas, y un receptor que amplifica y analiza las ondas recibidas. Pero el poder separador de estos instrumentos es mucho más pequeño que el de los instrumentos ópticos (v. ÓPTICA I, 4), lo que supone una gran limitación que ha hecho cifrar mayores esperanzas en las observaciones interferométricas. Para hacernos una idea, basteconsignar que el poder separador de un pequeño anteojo de 10 cm., para una longitud de onda=0,5 g,es equivalente a un radiotelescopio de 200 m2 diámetro, para Á=1 m.

En las cortas longitudes de onda suelen emplearse las guías de onda, frecuentemente terminadas en bocinas y cuya sección es del orden de A. En las mayores longitudes de onda, se utilizan antenas que derivan del dipolo media onda o cuarto de onda. Las radiaciones (v.) o potenciales originados en las antenas son llevados por líneas de transmisión al amplificador (v.). Dicha transmisión suele hacerse por líneas paralelas y cables coaxiales en ondas métricas, cables coaxiales en ondas decimétricas, y guías de onda y líneas dieléctricas en ondas centimétricas. El amplificador, sensible y con débil ruido de fondo, es seguido por un detector que rectifica las corrientes amplificadas y, finalmente, por un aparato de medida que puede ser registrador. Ordinariamente, los receptores son de tipo supe rheterodino, y tanto la antena como el amplificador de alta frecuencia no son totalmente selectivos, sino que ofrecen una cierta banda de frecuencias e integran las señales recibidas durante cierto tiempo. También se construyen antenas panorámicas en forma de rombo, en las que puede cambiarse la longitud de onda para barrer todo un espectro de frecuencias y obtener la distribución espectral radioeléctrica de una fuente determinada.

Ordinariamente, los radiotelescopios contienen un dipolo en el foco de un paraboloide metálico y pueden orientarse en forma ecuatorial, como ocurre con el de Jodrell Bank (de 76 m. de diámetro) y otros mayores en construcción (Green Bank, Sydney, etc.). Para aumentar su poder separador se disponen en forma interferométrica, de fundamento análogo al interferómetro de Michelson (v. ÓPTICA 1, 2), con dos antenas o sistemas de antenas situadas en los extremos de una base y conectadas al mismo receptor (Nan~ay, Christiansen, etcétera). A veces, se logra un efecto análogo con una antena al borde de un acantilado, por recibir ondas directas y reflejadas en el mar.

Mecanismos de emisión. Entre los mecanismos que pueden originar emisiones radioeléctricas, citaremos en primer lugar las emisiones térmicas. Como es sabido, la emisión del cuerpo negro se verifica de acuerdo con la ley de Planck, aunque en el caso de ondas radioeléctricas es suficiente considerar la ley de RayleighJeans, que da la potencia máxima de emisión en la formaP=2kT9v/AZ(T=temperatura absoluta, k= Boltzmann, 4v= =incremento de frecuencia).

En el movimiento perfectamente desordenado, previsto por la teoría cinética para las partículas (átomos, iones, protones, etc.), las trayectorias de los electrones (v.) serán rectilíneas. Mas cuando éstos se aproximan a un -protón, sufrirán una desviación, con trayectoria hiperbólica, que da lugar a una emisión denominada libre-libre, de espectro continuo y polarización aleatoria. La emisión dependerá de la temperatura real T del gas, pero si éste está muy rarificado habrá de sustituirse por su temperatura de brillo T,,, dada porT¡,=T(1-eT), donde r define el llamado espesor óptico. Otro tipo de radiación, descubierta en el acelerador de la General Electric Co. (USA), en 1946, es la emisión sinerotrón, que se origina por la aceleración de electrones en un campo magnético hasta velocidades próximas a la de la luz (v. ACELERADORES DE PARTíCULAS), dando lugar a fenómenos relativistas y produciéndose, no sólo sobre la frecuencia giromagnética, sino sobre armónicos de ésta. La energía es radiada en un espectro continuo de frecuencias y es plano-polarizada normal al campo. Se han estudiado otros tipos de radiación producidos por oscilaciones del plasma (v.), por "chorros" de partículas de gran velocidad, al incidir en medios sobre los que las ondas se propagan con velocidad inferior (emisión Cerenkov), por descargas estáticas, cte.; pero las más importantes son la emisión libre-libre y la sincrotrónica.

Emisión radioeléctrica del Sol y los planetas. En la radioemisión solar es necesario distinguir la emisión térmica del Sol (v.) en calma, de tipo libre-libre, constante y no polarizada, que revela una temperatura aparente distinta según la longitud de onda en que se observa (fig. l). La explicación de este fenómeno reside en el hecho de que la emisión recibida proviene de la capa situada a la altitud crítica y, según la longitud de onda, ésta coincide con la cromosfera o la corona solar,como también se comprueba por ju mayor extensión que el disco solar, sobre todo en regiones ecuatoriales. A esta componente básica se superpone una componente lentamente variable, de origen térmico, que puede alcanzar hasta un 30% de intensidad de la anterior y fue descubierta en ondas decimétricas. Presenta trazas de polarización circular, para h=3 a 10 cm., y una periodicidad de 27 días (periodo sinódico de rotación solar). Su correlación con áreas de manchas es notoria, pero estadísticas recientes, y observaciones interferométricas o durante eclipses, han hecho ver que la emisión corresponde más bien a fáculas, desde altitudes de 20.000 Km. (t`=3 cm.) a 35.000 Km. (Á=21 cm.), por lo que se cree provienen de condensaciones de la corona. Finalmente, hay radioemisiones solares de carácter explosivo (burst, oeabursi, cte.) y de origen no térmico, que han sido clasificadas en los tipos I, 11, Ill, IV, V, U, por Wild. La tabla I resume las principales características de estas emisiones más o menos irregulares.

Las radioemisiones de la Luna (v.) y los planetas (v.) son esencialmente de origen térmico, lo que permite deducir una temperatura radioeléctrica que no concuerda siempre con la obtenida por otros medios. La tabla II sumariza los principales resultados. Es de señalar, sin embargo, el desfase de temperatura que presentan la radiaciones de la Luna con medidas efectuadas en el infrarrojo, y el carácter extraordinario de algunas emisiones no térmicas de Júpiter, que parecen evidenciar la presencia de un cinturón de partículas de alta energía, análogo al de Van Allen en la Tierra.

Radioemisiones galácticas y extragalácticas. Entre las radiaciones recibidas del universo, debe distinguirse, al menos, una emisión continua, ya detectada por Jansky, y una emisión discontinua, procedente de radiofuentes discretas. La emisión continua se compone: 1) De una radiación localizada en el plano galáctico (v. GALAXIAS), que proviene del hidrógeno ionizado y tiene carácter térmico, a la que se superpone otra no térmica. En la dirección del centro galáctico, la radiación es más intensa y compleja, resultando de más difícil interpretación. 2) Una radiación principalmente sincrotrónica, observada en todas direcciones, en ondas métricas solamente, que ha sugerido (Shklovski) la existencia de una corona de gas muy rarificado que rodea nuestra galaxia (halo).

Pero acaso una de las más importantes conquistas de la r. es la comprobación del carácter espiral de nuestra galaxia, obtenida por medidas sistemáticas de la raya de 21 cm., que ya había sido sugerido por Morgan (1951) al estudiar el reparto de grupos O.B. de estrellas (v.). Las radiofuentes detectadas en la esfera celeste, que ya pasan de 2.000, presentan una variedad de muy difícil clasificación, pese a su diferente localización, tamaño e intensidad de radiación. Se ha comprobado que el flujo F de radiación responde a la fórmulaF=kt`-’1,siendo k una constante y n el índice espectral, que toma el valor n=2 para las radiofuentes de origen térmico y n=-0,7 para la de origen no térmico.

Generalmente, se identifican por su ascensión recta (en horas enteras), el hemisferio (N o S), la declinación(en decenas de grados) y una letra (A, B, C, ...), según el orden de descubrimiento, o por la constelación a que pertenecen (V. COORDENADAS ASTRONÓMICAS). Así se pueden citar las radiofuentes del Cisne A (19N4A), que es la de mayor intensidad y el más conocido ejemplo de galaxias en colisión, a la que siguen Casiopea A y la Nebulosa del Cangrejo, cuyo índice de -0,2 es distinto al promedio de -0,7. Este tipo de radiofuente, como resto de una supernova, es bastante frecuente (Casiopea A, Kepler, Tycho-Brahe, etc.). Digamos, finalmente, que el descubrimiento reciente de las radiofuentes denominadas quasars (v.) abre un nuevo capítulo de la radioastronomía.

V. t.:RADIACIONES I; ONDAS; Luz I; VíA LÁCTEA; ESTRELLAS.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: A. BOISCHOT, La Radioastronomie, París 1960; J. L. PAWSEY y R. N. BRACEWELL, Radioastronomy, Oxford 1955; J. PENSADO, Radioastronomía y estructura galáctica, "Anuario del Observatorio Astronómico de Madrid", 1963; Symposiums de Radioastronomie, Jodrell Bank 1955, París 1958, etc.