¿Qué es la radioastronomía?

Mucha gente se pregunta “¿Qué es la radioastronomía?”. Estamos acostumbrados a las impactantes imágenes obtenidas en el rango visible por telescopios como el Hubble, o por los grandes telescopios en Hawaii o Chile. Sin embargo, mucha gente sólo ha oído hablar de radioastronomía en películas como “Contact”

Desde los años 30 del siglo pasado, cuando se detectaron las primeras señales de radio por Karl Jansky, los astrónomos han utilizado radiotelescopios para explorar el Universo detectando ondas de radio emitidas por un gran número de objetos. Nuestro Sol, la estrella más cercana a la Tierra, es una poderosa fuente de emisión de radioondas, debido principalmente a su proximidad con nuestro planeta. Sin embargo, algunas radiofuentes, que están a miles de millones de años luz, son realmente colosales en términos de su emisión de radio.

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La radioastronomía progresó a lo largo de la segunda mitad del siglo pasado, gracias a grandes descubrimientos hechos en las frecuencias de radio, tales como el descubrimiento de los púlsares, por Dame Jocelyn Bell Burnell, una estudiante de postgrado que trabajaba en la Universidad de Cambridge bajo la dirección de Anthony Hewish. Éste último, consiguió el premio Nóbel de Física compartido con Martin Ryle, otro notable radioastrónomo, en parte por este descubrimiento.

Entonces, ¿Cómo funciona un radiotelescopio?

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Karl Jansky, padre de la radioastronomía

Los radiotelescopios proporcionan visiones alternativas a las de los telescopios ópticos, puesto que pueden detectar gas invisible a nuestros ojos y así estudiar áreas del espacio que pueden estar oscurecidas con polvo cósmico.

Al contrario que los telescopios ópticos, que se ven perjudicados por las nubes o por malas condiciones atmosféricas, los radiotelescopios, que trabajan con señales a mayor longitud de onda pueden ser utilizados incluso con cielos nublados. El hecho de trabajar a mayor longitud de onda implica que los radiotelescopios no tienen que tener un tallado tan perfecto como sus homólogos ópticos, (pese a que la forma del disco debe ser perfecta, con una precisión de 1mm). Sin embargo, para obtener el mismo nivel de detalle y resolución que los telescopios ópticos, los radiotelescopios tienen que ser mucho más grandes o tener una mayor área colectora, puesto que la luz visible tiene una menor longitud de onda. El mayor radiotelescopio de disco único del mundo es el telescopio de Arecibo, que aparece en la película “Contact” y está situado en una cavidad natural en Puerto Rico, Sudamérica.

Incluso la oficina central de la Organización del SKA, en Jodrell Bank, en Reino Unido, está sumida en la Historia. Hogar de uno de los mayores telescopios existentes, el telescopio Lovell de 76m es uno de los pocos que no sólo trabajó en la detección de la emisión de radio del espacio profundo, sino que también jugó un papel básico en la gran carrera espacial de los años 60 entre Rusia y los Estados Unidos.

El telescopio de Jodrell Bank se llama así en honor a Sir Bernard Lovell, un pionero en radioastronomía y padre fundador del observatorio de Jodrell bank. Este telescopio hizo el seguimiento del primer satélite “Sputnik” así como a muchos de los satélites estadounidenses y soviéticos en sus viajes entre la Tierra y la Luna y más allá.

Si pudiésemos mirar el cielo en longitudes de onda de radio con nuestros propios ojos ¿qué “veríamos”?

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Visión artística de cómo se vería el cielo nocturno en ondas de radio: (c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation

Incluso con la antena de Lovell de 76m, o con la de Arecibo, de 300 metros de diámetro, la resolución de los telescopios ópticos es todavía ampliamente superior. Para igualar la resolución de éstos, se necesita un radiotelescopio da varios kilómetros de diámetro. Esto, para un telescopio de disco único es imposible, por razones económicas y tecnológicas.

Con un disco único del tamaño de la antena de Arecibo una de las limitaciones es la estructura para sostener un disco tan grande. Este gran telescopio, suspendido en una cavidad natural, tiene un movimiento muy limitado y no puede apuntar a ciertas regiones en el cielo.

Además, un telescopio de disco único solo puede apuntar a una fuente. Uno de los objetivos de SKA es conseguir un apuntado múltiple, y así optimizar el tiempo de observación, utilizando una mejor tecnología.

Pero el problema continúa siendo la peor resolución de los radiotelescopios frente a los telescopios ópticos. Para hacer frente a este problema, debido a la limitación de tamaño de los radiotelescopios, los radioastronomos idearon una técnica conocida como interferometría.

¿Qué es la interferometría?

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¿Cómo funciona un interferómetro básico?

Los radiotelescopios (y más recientemente los telescopios ópticos) se pueden usar individualmente o se pueden asociar unos a otros para crear un conjunto de telescopios conocido como interferómetro. El SKA será uno de los interferómetros más grandes del mundo, y de lejos el más sensible, abarcando miles de kilómetros. La mayoría de los telescopios estarán situados en diversas zonas de Sudáfrica y Australia. Si se combinaran todos los telescopios individuales que conforman el SKA en un único disco, éste tendría un tamaño de un kilómetro cuadrado, y de ahí el nombre, SKA (Square Kilometer Array, que en inglés significa “Conjunto de un Kilómetro Cuadrado“).

La resolución de un interferómetro no depende del diámetro de cada uno de los radiotelescopios individuales, sino de la máxima separación entre ellos.

Separándolos entre sí aumenta la resolución angular (la capacidad de resolver objetos más pequeños en el cielo). En un interferómetro, las señales de todos los telescopios se juntan y se procesan mediante un correlador, que combina las señales para simular que forman un telescopio mucho mayor. Con tantos telescopios como hay en SKA, no solo la resolución angular, sino también la sensibilidad del telescopio tendrán una calidad como no se ha visto nunca antes.

Cuando esté terminado, el SKA tendrá una resolución mejor que instrumentos ópticos como el telescopio espacial Hubble.

Detectando el cielo invisible

Las señales de radio atraviesan directamente las nubes y se pueden detectar con grandes antenas/discos o receptores, como se conoce a los radiotelescopios. El rango de frecuencias de radio cubre una gran parte del espectro electromagnético, entre 30 MHz y 40 GHz, lo que es equivalente en términos de longitud de onda a un rango de 10 m hasta 7 mm. El SKA observará en un rango de frecuencias de 50 MHz a 20 GHz, lo que equivale a unas longitudes de onda de entre 4 m y 3 cm.

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El espectro radio – Crédito de la imagen: CEPL

Las bases físicas de la emisión de ondas de radio

El principio de la detección de señales de radio del espacio es el átomo de Hidrógeno.

El átomo de Hidrógeno está formado por un protón y un electrón. Aunque no son exactamente esferas pequeñas, ambos tienen una propiedad que se conoce como ‘espín‘. Los espines de las dos partículas pueden estar alineados o desalineados. Si los espines del electrón y del protón en un átomo de hidrógeno están alineados, el átomo tiene ligeramente algo más de energía que si los espines están desalineados. Un átomo de Hidrógeno puede hacer transiciones entre el estado alineado y el desalineado. Haciendo esto, emite energía de radio con una longitud de onda de 21 cm o lo que es lo mismo una frecuencia de 1.420 MHz. Al contrario, para que el átomo haga la transición del estado antialineado al estado alineado, el átomo tiene que ser expuesto a una radiación de 21 cm de longitud de onda, a partir del cuál puede absorber energía.
Esta “línea de 21 cm” (con este nombre se la conoce en radioastronomía) es fundamental en radioastronomía, y mapearla será una de las operaciones base del SKA.

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Emisión de Radio. Imagen: SKA Organisation

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

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El cielo visto en longitudes de onda del óptico. Crédito: Axel Mellinger/NASA SkyView

En la imagen de arriba se puede ver una visión típica del cielo con nuestra Galaxia, la Vía Láctea, dominando el centro de la imagen. En la siguiente figura, tomada con un radiotelescopio, se ven las diferencias fundamentales con la imagen óptica anterior. Ésta es una visión del cielo entero. El SKA será capaz de producir mapas como éste miles de veces más rápido y con una mayor resolución que ningún otro estudio del cielo haya hecho antes.

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El cielo visto en la frecuencia radio de la emisión natural del Hidrógeno (21cm/1 420 MHz). Crédito: J.Dickey/NASA SkyView

En la imagen de abajo se aprecia un gran rango de frecuencias utilizando un código de color para las diferentes intensidades de radioemisión: en rojo está señalada la emisión más intensa, y en azul la menos intensa. Como se puede apreciar, si se compara esta imagen con la anterior, nuestra propia Galaxia, la Vía Láctea es una fuerte emisora de ondas de radio. Una vez que esté funcionando al cien por cien, a comienzos de los años 2020, el SKA será el radiotelescopio más grande, poderoso y sensible que se haya construído jamás.

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El cielo visto a una radiofrecuencia de 408 MHz. Crédito: G. Haslam/MPIfR

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