Astronomía radial - Radio astronomy

La radioastronomía es un subcampo de la astronomía que estudia los objetos celestes en frecuencias de radio . La primera detección de ondas de radio de un objeto astronómico fue en 1933, cuando Karl Jansky de Bell Telephone Laboratories informó que la radiación provenía de la Vía Láctea . Las observaciones posteriores han identificado varias fuentes diferentes de emisión de radio. Estos incluyen estrellas y galaxias , así como clases de objetos completamente nuevas, como radiogalaxias , quásares , púlsares y máseres . El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas , considerada evidencia de la teoría del Big Bang , se realizó a través de la radioastronomía.

La radioastronomía se lleva a cabo utilizando grandes antenas de radio denominadas radiotelescopios , que se utilizan individualmente o con múltiples telescopios enlazados que utilizan las técnicas de radiointerferometría y síntesis de apertura . El uso de interferometría permite que la radioastronomía logre una alta resolución angular , ya que el poder de resolución de un interferómetro se establece por la distancia entre sus componentes, más que por el tamaño de sus componentes.

Historia

Gráfico en el que Jocelyn Bell Burnell reconoció por primera vez la evidencia de un púlsar , en 1967 (exhibido en la Biblioteca de la Universidad de Cambridge )

Antes de que Jansky observara la Vía Láctea en la década de 1930, los físicos especulaban que las ondas de radio podían observarse desde fuentes astronómicas. En la década de 1860, James Clerk Maxwell 's ecuaciones habían demostrado que la radiación electromagnética se asocia con la electricidad y el magnetismo , y podría existir en cualquier longitud de onda . Se hicieron varios intentos para detectar emisiones de radio del Sol, incluido un experimento de los astrofísicos alemanes Johannes Wilsing y Julius Scheiner en 1896 y un aparato de radiación de ondas centimétricas instalado por Oliver Lodge entre 1897 y 1900. Estos intentos no pudieron detectar ninguna emisión debido a limitaciones técnicas de los instrumentos. El descubrimiento de la ionosfera que refleja la radio en 1902, llevó a los físicos a concluir que la capa rebotaría cualquier transmisión de radio astronómica al espacio, haciéndola indetectable.

Karl Jansky hizo el descubrimiento de la primera fuente de radio astronómica por casualidad a principios de la década de 1930. Como ingeniero de Bell Telephone Laboratories , estaba investigando la estática que interfería con las transmisiones de voz transatlánticas de onda corta . Usando una gran antena direccional , Jansky notó que su sistema de registro analógico de lápiz y papel seguía registrando una señal repetida de origen desconocido. Dado que la señal alcanzaba su punto máximo cada 24 horas, Jansky originalmente sospechó que la fuente de la interferencia era el Sol cruzando la vista de su antena direccional. El análisis continuo mostró que la fuente no seguía exactamente el ciclo diario de 24 horas del Sol, sino que se repetía en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Jansky discutió los desconcertantes fenómenos con su amigo, astrofísico y maestro Albert Melvin Skellett, quien señaló que el tiempo entre los picos de señal era la duración exacta de un día sideral ; el tiempo que tardaban los objetos astronómicos "fijos", como una estrella, en pasar frente a la antena cada vez que la Tierra giraba. Al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky finalmente concluyó que la fuente de radiación alcanzó su punto máximo cuando su antena estaba dirigida a la parte más densa de la Vía Láctea en la constelación de Sagitario . Concluyó que dado que el Sol (y por lo tanto otras estrellas) no eran grandes emisores de ruido de radio, la extraña interferencia de radio puede ser generada por gas y polvo interestelar en la galaxia. (La fuente de radio máxima de Jansky, una de las más brillantes del cielo, fue designada como Sagitario A en la década de 1950 y, en lugar de ser "gas y polvo" galácticos, más tarde se planteó la hipótesis de que sería emitida por electrones en un campo magnético fuerte. El pensamiento actual es que estos son iones en órbita alrededor de un agujero negro masivo en el centro de la galaxia en un punto ahora designado como Sagitario A *. El asterisco indica que las partículas en Sagitario A están ionizadas).

Jansky anunció su descubrimiento en abril de 1933 y nació el campo de la radioastronomía. Quería investigar las ondas de radio de la Vía Láctea con más detalle, pero Bell Labs lo reasignó a otro proyecto, por lo que no hizo más trabajos en el campo de la astronomía. Sus esfuerzos pioneros en el campo de la radioastronomía han sido reconocidos por el nombre de la unidad fundamental de densidad de flujo , el jansky (Jy), en su honor.

Grote Reber se inspiró en el trabajo de Jansky y construyó un radiotelescopio parabólico de 9 m de diámetro en su patio trasero en 1937. Comenzó repitiendo las observaciones de Jansky y luego realizó el primer estudio del cielo en las frecuencias de radio. El 27 de febrero de 1942, James Stanley Hey , un oficial de investigación del ejército británico, hizo la primera detección de ondas de radio emitidas por el sol. Más tarde, ese mismo año, George Clark Southworth , en Bell Labs como Jansky, también detectó ondas de radio del sol. Ambos investigadores estaban sujetos al radar que rodeaba la seguridad en tiempos de guerra, por lo que Reber, que no lo estaba, publicó primero sus hallazgos de 1944. Varias otras personas descubrieron de forma independiente las ondas de radio solares, entre ellas E. Schott en Dinamarca y Elizabeth Alexander trabajando en la isla Norfolk .

En la Universidad de Cambridge , donde se habían llevado a cabo investigaciones ionosféricas durante la Segunda Guerra Mundial , JA Ratcliffe junto con otros miembros del Establecimiento de Investigación de Telecomunicaciones que habían llevado a cabo investigaciones sobre radares en tiempos de guerra , crearon un grupo de radiofísica en la universidad donde se emitían ondas de radio del Sol. observado y estudiado. Esta investigación temprana pronto se ramificó en la observación de otras fuentes de radio celestes y se iniciaron técnicas de interferometría para aislar la fuente angular de las emisiones detectadas. Martin Ryle y Antony Hewish del Cavendish Astrophysics Group desarrollaron la técnica de síntesis de apertura por rotación de la Tierra . El grupo de radioastronomía de Cambridge fundó el Observatorio de Radioastronomía Mullard cerca de Cambridge en la década de 1950. Durante finales de la década de 1960 y principios de la de 1970, cuando las computadoras (como el Titán ) se volvieron capaces de manejar las inversiones de transformada de Fourier computacionalmente intensivas requeridas, utilizaron la síntesis de apertura para crear una apertura efectiva de 'una milla' y luego una apertura efectiva de '5 km' utilizando los telescopios One-Mile y Ryle, respectivamente. Utilizaron el Interferómetro de Cambridge para mapear el cielo de radio, produciendo el Segundo (2C) y el Tercer (3C) Catálogos de Cambridge de Fuentes de Radio.

Técnicas

Ventana de ondas de radio observables desde la Tierra, en un diagrama aproximado de la absorción atmosférica de la Tierra y la dispersión (u opacidad ) de varias longitudes de onda de radiación electromagnética.

Los radioastrónomos utilizan diferentes técnicas para observar objetos en el espectro de radio. Los instrumentos pueden simplemente apuntar a una fuente de radio energética para analizar su emisión. Para "obtener una imagen" de una región del cielo con más detalle, se pueden grabar múltiples escaneos superpuestos y unirlos en una imagen de mosaico . El tipo de instrumento utilizado depende de la fuerza de la señal y la cantidad de detalles necesarios.

Las observaciones desde la superficie de la Tierra se limitan a las longitudes de onda que pueden atravesar la atmósfera. A bajas frecuencias o longitudes de onda largas, la transmisión está limitada por la ionosfera , que refleja ondas con frecuencias inferiores a su frecuencia de plasma característica . El vapor de agua interfiere con la radioastronomía en frecuencias más altas, lo que ha llevado a la construcción de observatorios de radio que realizan observaciones en longitudes de onda milimétricas en sitios muy altos y secos, con el fin de minimizar el contenido de vapor de agua en la línea de visión. Finalmente, los dispositivos transmisores en la tierra pueden causar interferencias de radiofrecuencia . Debido a esto, muchos observatorios de radio se construyen en lugares remotos.

Radiotelescopios

Es posible que los radiotelescopios necesiten ser extremadamente grandes para recibir señales con una relación señal / ruido baja . Además, dado que la resolución angular es una función del diámetro del " objetivo " en proporción a la longitud de onda de la radiación electromagnética que se observa, los radiotelescopios tienen que ser mucho más grandes en comparación con sus homólogos ópticos . Por ejemplo, un telescopio óptico de 1 metro de diámetro es dos millones de veces más grande que la longitud de onda de la luz observada, lo que le da una resolución de aproximadamente 0,3 segundos de arco , mientras que un "plato" de radiotelescopio muchas veces ese tamaño puede, dependiendo de la longitud de onda observada, Solo podrá resolver un objeto del tamaño de la luna llena (30 minutos de arco).

Interferometría de radio

El Atacama Large Millimeter Array (ALMA), muchas antenas unidos entre sí en un radio interferómetro
Imagen óptica M87.jpg
Una imagen óptica de la galaxia M87 ( HST ), una imagen de radio de la misma galaxia usando interferometría ( Very Large Array - VLA ) y una imagen de la sección central ( VLBA ) usando un Very Long Baseline Array (Global VLBI) que consta de antenas en Estados Unidos, Alemania, Italia, Finlandia, Suecia y España. Se sospecha que el chorro de partículas está impulsado por un agujero negro en el centro de la galaxia.

La dificultad para lograr altas resoluciones con radiotelescopios individuales llevó a la radiointerferometría , desarrollada por el radioastrónomo británico Martin Ryle y el ingeniero, radiofísico y radioastrónomo australiano Joseph Lade Pawsey y Ruby Payne-Scott en 1946. El primer uso de un radiointerferómetro para Payne-Scott, Pawsey y Lindsay McCready llevaron a cabo una observación astronómica el 26 de enero de 1946 utilizando una única antena de radar convertida (sistema de banda ancha) a 200 MHz cerca de Sydney, Australia . Este grupo utilizó el principio de un interferómetro de acantilado marino en el que la antena (anteriormente un radar de la Segunda Guerra Mundial) observaba el sol al amanecer con interferencias derivadas de la radiación directa del sol y la radiación reflejada del mar. Con esta línea de base de casi 200 metros, los autores determinaron que la radiación solar durante la fase de explosión era mucho más pequeña que el disco solar y provenía de una región asociada con un gran grupo de manchas solares . El grupo de Australia expuso los principios de la síntesis de apertura en un documento innovador publicado en 1947. Numerosos grupos en Australia, Irán y el Reino Unido habían demostrado el uso de un interferómetro de acantilado durante la Segunda Guerra Mundial, que habían observado interferencias franjas (la radiación de retorno directa del radar y la señal reflejada del mar) de las aeronaves que llegan.

El grupo de Cambridge de Ryle y Vonberg observó el sol a 175 MHz por primera vez a mediados de julio de 1946 con un interferómetro de Michelson que constaba de dos antenas de radio con espaciamientos de algunas decenas de metros hasta 240 metros. Demostraron que la radiación de radio tenía un tamaño inferior a 10 minutos de arco y también detectaron polarización circular en las ráfagas de Tipo I. Otros dos grupos también habían detectado polarización circular aproximadamente al mismo tiempo ( David Martyn en Australia y Edward Appleton con James Stanley Hey en el Reino Unido).

Los radiointerferómetros modernos consisten en radiotelescopios ampliamente separados que observan el mismo objeto y que están conectados entre sí mediante cable coaxial , guía de ondas , fibra óptica u otro tipo de línea de transmisión . Esto no solo aumenta la señal total recolectada, sino que también se puede utilizar en un proceso llamado síntesis de apertura para aumentar enormemente la resolución. Esta técnica funciona superponiendo (" interfiriendo ") las ondas de señal de los diferentes telescopios sobre el principio de que las ondas que coinciden con la misma fase se sumarán entre sí, mientras que dos ondas que tienen fases opuestas se cancelarán entre sí. Esto crea un telescopio combinado que tiene el tamaño de las antenas más alejadas del conjunto. Para producir una imagen de alta calidad, se requiere una gran cantidad de separaciones diferentes entre diferentes telescopios (la separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera como se ve desde la fuente de radio se denomina "línea de base"); se requieren tantas líneas de base diferentes como sea posible para obtener una imagen de buena calidad. Por ejemplo, Very Large Array tiene 27 telescopios que dan 351 líneas de base independientes a la vez.

Interferometría basal muy larga

A partir de la década de 1970, las mejoras en la estabilidad de los receptores de radiotelescopios permitieron combinar telescopios de todo el mundo (e incluso en la órbita de la Tierra) para realizar interferometría de línea de base muy larga . En lugar de conectar físicamente las antenas, los datos recibidos en cada antena se emparejan con información de tiempo, generalmente de un reloj atómico local , y luego se almacenan para su posterior análisis en cinta magnética o disco duro. En ese momento posterior, los datos se correlacionan con los datos de otras antenas registrados de manera similar, para producir la imagen resultante. Usando este método es posible sintetizar una antena que es efectivamente del tamaño de la Tierra. Las grandes distancias entre los telescopios permiten alcanzar resoluciones angulares muy elevadas, mucho mayores de hecho que en cualquier otro campo de la astronomía. A las frecuencias más altas, son posibles haces sintetizados de menos de 1 milisegundo de arco .

Los arreglos VLBI más importantes que operan hoy son el Very Long Baseline Array (con telescopios ubicados en América del Norte) y la Red VLBI europea (telescopios en Europa, China, Sudáfrica y Puerto Rico). Cada arreglo generalmente opera por separado, pero los proyectos ocasionales se observan juntos produciendo una mayor sensibilidad. Esto se conoce como Global VLBI. También hay redes VLBI, que operan en Australia y Nueva Zelanda, llamadas LBA (Long Baseline Array), y matrices en Japón, China y Corea del Sur que se observan juntas para formar la Red VLBI de Asia Oriental (EAVN).

Desde sus inicios, la grabación de datos en soportes físicos era la única forma de reunir los datos registrados en cada telescopio para una correlación posterior. Sin embargo, la disponibilidad actual de redes mundiales de gran ancho de banda hace posible realizar VLBI en tiempo real. Esta técnica (conocida como e-VLBI) fue originalmente pionera en Japón, y más recientemente adoptada en Australia y Europa por la EVN (European VLBI Network) que realiza un número cada vez mayor de proyectos científicos de e-VLBI por año.

Fuentes astronómicas

Una imagen de radio de la región central de la Vía Láctea. La flecha indica un remanente de supernova que es la ubicación de una fuente de radio de baja frecuencia transitoria y explosiva GCRT J1745-3009 recién descubierta .

La radioastronomía ha dado lugar a aumentos sustanciales en el conocimiento astronómico, en particular con el descubrimiento de varias clases de nuevos objetos, incluidos púlsares , quásares y radiogalaxias . Esto se debe a que la radioastronomía nos permite ver cosas que no son detectables en astronomía óptica. Estos objetos representan algunos de los procesos físicos más extremos y enérgicos del universo.

La radiación cósmica de fondo de microondas también se detectó por primera vez utilizando radiotelescopios. Sin embargo, los radiotelescopios también se han utilizado para investigar objetos mucho más cercanos a casa, incluidas las observaciones del Sol y la actividad solar, y la cartografía de radar de los planetas .

Otras fuentes incluyen:

Regulación internacional

Antena 110m del radiotelescopio Green Bank , EE. UU.
Ráfagas de radio de Júpiter

El servicio de radioastronomía (también: servicio de radiocomunicaciones de radioastronomía ) se define , según el artículo 1.58 del Reglamento de Radiocomunicaciones (RR) de la Unión Internacional de Telecomunicaciones (UIT ), como "un servicio de radiocomunicaciones que implica el uso de radioastronomía". El objeto de este servicio de radiocomunicaciones es recibir ondas de radio transmitidas por objetos astronómicos o celestes.

Asignación de frecuencia

La asignación de radiofrecuencias se realiza de acuerdo con el artículo 5 del Reglamento de Radiocomunicaciones de la UIT (edición de 2012).

Con el fin de mejorar la armonización en la utilización del espectro, la mayoría de las asignaciones de servicios estipuladas en este documento se incorporaron en las Tablas nacionales de asignaciones y utilizaciones de frecuencias, que es responsabilidad de la administración nacional correspondiente. La asignación puede ser primaria, secundaria, exclusiva y compartida.

  • asignación principal: se indica escribiendo en mayúsculas (ver ejemplo a continuación)
  • asignación secundaria: se indica con letras minúsculas
  • utilización exclusiva o compartida: es responsabilidad de las administraciones

De acuerdo con la Región de la UIT correspondiente , las bandas de frecuencias se asignan (primarias o secundarias) al servicio de radioastronomía de la siguiente manera.

Asignación a servicios
     Región 1           Región 2           Región 3     
13 360–13 410 kHz   FIJO
      ASTRONOMÍA RADIAL
25 550 a 25 650          RADIOASTRONOMÍA
37,5–38,25 MHz   FIJO
Radioastronomía MÓVIL
322–328.6 FIJO
MOBILE
RADIOASTRONOMÍA
406.1–410 FIJO
MÓVIL excepto móvil aeronáutico
RADIOASTRONOMÍA
1400-1427 EXPLORACIÓN DE LA TIERRA POR SATÉLITE (pasivo)
RADIOASTRONOMÍA
SPACE RESEARCH (pasivo)
1 610,6–1 613,8

MÓVIL POR SATÉLITE

(Tierra-espacio)

RADIOASTRONOMÍA
AERONÁUTICA

RADIONAVEGACIÓN



1 610,6–1 613,8

MÓVIL POR SATÉLITE

(Tierra-espacio)

RADIOASTRONOMÍA
AERONÁUTICA

RADIONAVEGACIÓN

RADIODETERMINACIÓN-

SATÉLITE (Tierra-espacio)
1 610,6–1 613,8

MÓVIL POR SATÉLITE

(Tierra-espacio)

RADIOASTRONOMÍA
AERONÁUTICA

RADIONAVEGACIÓN

Radiodeterminación

satélite (Tierra-espacio)
10,6-10,68 GHz   RADIOASTRONOMÍA y otros servicios
10,68-10,7           RADIOASTRONOMÍA y otros servicios
14,47-14,5           RADIOASTRONOMÍA y otros servicios
15,35-15,4           RADIOASTRONOMÍA y otros servicios
22,21-22,5           RADIOASTRONOMÍA y otros servicios
23,6-24                RADIOASTRONOMÍA y otros servicios
31,3-31,5             RADIOASTRONOMÍA y otros servicios

Ver también

Referencias

Otras lecturas

Revistas
Libros
  • Bruno Bertotti (ed.), Cosmología moderna en retrospectiva . Prensa de la Universidad de Cambridge 1990.
  • James J. Condon, et al .: Radioastronomía esencial. Prensa de la Universidad de Princeton, Princeton 2016, ISBN  9780691137797 .
  • Robin Michael Green, Astronomía esférica . Prensa de la Universidad de Cambridge, 1985.
  • Raymond Haynes, Roslynn Haynes y Richard McGee, Exploradores del cielo austral: una historia de la astronomía australiana . Prensa de la Universidad de Cambridge 1996.
  • JS Hey, La evolución de la radioastronomía. Académico Neale Watson, 1973.
  • David L. Jauncey, Radioastronomía y Cosmología. Springer 1977.
  • Roger Clifton Jennison , Introducción a la radioastronomía . 1967.
  • Albrecht Krüger, Introducción a la radioastronomía solar y la radiofísica. Springer 1979.
  • David PD Munns, Un solo cielo: cómo una comunidad internacional forjó la ciencia de la radioastronomía. Cambridge, MA: MIT Press, 2013.
  • Allan A. Needell, Ciencia, Guerra Fría y Estado estadounidense: Lloyd V. Berkner y el equilibrio de los ideales profesionales . Routledge, 2000.
  • Joseph Lade Pawsey y Ronald Newbold Bracewell, Radioastronomía. Prensa de Clarendon, 1955.
  • Kristen Rohlfs, Thomas L Wilson, Herramientas de radioastronomía . Springer 2003.
  • DT Wilkinson y PJE Peebles, Descubrimientos fortuitos en radioastronomía. Green Bank, WV: Observatorio Nacional de Radioastronomía, 1983.
  • Woodruff T. Sullivan III, Los primeros años de la radioastronomía: reflexiones cincuenta años después del descubrimiento de Jansky. Cambridge, Inglaterra: Cambridge University Press, 1984.
  • Woodruff T. Sullivan III, Ruido cósmico: una historia de la radioastronomía temprana. Prensa de la Universidad de Cambridge, 2009.
  • Woodruff T. Sullivan III, Clásicos de Radioastronomía . Editorial Reidel, Dordrecht, 1982.

enlaces externos