La radioastronomía es un subcampo de la astronomía que estudia los objetos celestes en radiofrecuencias . La primera detección de ondas de radio de un objeto astronómico fue en 1933, cuando Karl Jansky de los Laboratorios Bell Telephone informó sobre radiación proveniente de la Vía Láctea . 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 , cuásares , púlsares y máseres . El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas , considerada como prueba de la teoría del Big Bang , se realizó gracias a la radioastronomía.
La radioastronomía se lleva a cabo utilizando grandes antenas de radio denominadas radiotelescopios , que se utilizan de forma individual o con múltiples telescopios conectados que utilizan las técnicas de radiointerferometría y síntesis de apertura . El uso de la interferometría permite a la radioastronomía alcanzar una alta resolución angular , ya que el poder de resolución de un interferómetro lo establece la distancia entre sus componentes, más que el tamaño de sus componentes.
La radioastronomía se diferencia de la astronomía por radar en que la primera es una observación pasiva (es decir, sólo recibe) y la segunda es activa (transmite y recibe).
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, las ecuaciones de James Clerk Maxwell habían demostrado que la radiación electromagnética está asociada con la electricidad y el magnetismo , y podía existir en cualquier longitud de onda . Se hicieron varios intentos para detectar las 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 radiorreflectante en 1902 llevó a los físicos a concluir que la capa haría rebotar cualquier transmisión de radio astronómica en el espacio, haciéndola indetectable. [1]
Karl Jansky hizo el descubrimiento de la primera fuente de radio astronómica por casualidad a principios de la década de 1930. Como ingeniero de radio recién contratado en Bell Telephone Laboratories , se le asignó la tarea de investigar la estática que podría interferir con las transmisiones de voz transatlánticas de onda corta . Usando una gran antena direccional , Jansky notó que su sistema de grabación analógico de lápiz y papel seguía registrando una señal repetida persistente o "silbido" de origen desconocido. Dado que la señal alcanzaba su punto máximo aproximadamente cada 24 horas, Jansky sospechó por primera vez que la fuente de la interferencia era el Sol cruzando el campo de visión de su antena direccional. Sin embargo, un análisis continuo mostró que la fuente no seguía exactamente el ciclo diario de 24 horas del Sol, sino que repetía un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Jansky discutió el desconcertante fenómeno con su amigo, el astrofísico Albert Melvin Skellett, quien señaló que el tiempo observado entre los picos de señal era la duración exacta de un día sidéreo ; el tiempo que tardan los objetos astronómicos "fijos", como una estrella, en pasar por delante de la antena cada vez que la Tierra gira. [2] Al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky finalmente concluyó que la fuente de radiación alcanzó su punto máximo cuando su antena apuntaba a la parte más densa de la Vía Láctea en la constelación de Sagitario . [3]
Jansky anunció su descubrimiento en una reunión en Washington, DC, en abril de 1933 y así nació el campo de la radioastronomía. [4] En octubre de 1933, su descubrimiento se publicó en un artículo titulado "Perturbaciones eléctricas aparentemente de origen extraterrestre" en las Actas del Instituto de Ingenieros de Radio . [5] Jansky 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 el gas interestelar y el polvo de la galaxia, en particular, por la "agitación térmica de partículas cargadas". " [2] [6] (La fuente de radio máxima de Jansky, una de las más brillantes del cielo, fue designada Sagitario A en la década de 1950 y más tarde se planteó la hipótesis de que era emitida por electrones en un fuerte campo magnético. La idea actual es que se trata de iones en orbita 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.) [7] [8] [9] [10]
Después de 1935, Jansky quiso investigar con más detalle las ondas de radio de la Vía Láctea, pero los Laboratorios Bell lo reasignaron a otro proyecto, por lo que no siguió trabajando en el campo de la astronomía. Sus esfuerzos pioneros en el campo de la radioastronomía han sido reconocidos al nombrar la unidad fundamental de densidad de flujo , el jansky (Jy), en su honor. [11]
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 frecuencias de radio. [12] El 27 de febrero de 1942, James Stanley Hey , un oficial de investigación del ejército británico , realizó la primera detección de ondas de radio emitidas por el Sol. [13] Más tarde ese año, George Clark Southworth , [14] en Bell Labs como Jansky, también detectó ondas de radio del Sol. Ambos investigadores estaban sujetos a la seguridad de los radares circundantes en tiempos de guerra, por lo que Reber, que no lo estaba, publicó sus hallazgos de 1944 primero. [15] Varias otras personas descubrieron de forma independiente ondas de radio solares, incluido E. Schott en Dinamarca [16] y Elizabeth Alexander trabajando en la isla Norfolk . [17] [18] [19] [20]
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 Telecommunications Research Establishment que habían llevado a cabo investigaciones sobre radares en tiempos de guerra , crearon un grupo de radiofísica en la universidad donde se analizaban las emisiones de ondas de radio del Sol. observado y estudiado. Esta primera investigación pronto se expandió hacia la observación de otras fuentes de radio celestes y las técnicas de interferometría fueron pioneras para aislar la fuente angular de las emisiones detectadas. Martin Ryle y Antony Hewish del Grupo de Astrofísica Cavendish desarrollaron la técnica de síntesis de apertura de rotación de la Tierra . El grupo de radioastronomía de Cambridge fundó en la década de 1950 el Observatorio de Radioastronomía Mullard cerca de Cambridge. A 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 más tarde de '5 km' usando los telescopios One-Mile y Ryle, respectivamente. Utilizaron el interferómetro de Cambridge para mapear el cielo radioeléctrico y produjeron el segundo (2C) y el tercer catálogo de fuentes de radio de Cambridge (3C). [21]
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 "imaginar" una región del cielo con más detalle, se pueden grabar múltiples escaneos superpuestos y ensamblarlos en una imagen de mosaico . El tipo de instrumento utilizado depende de la intensidad de la señal y de la cantidad de detalles necesarios.
Las observaciones desde la superficie de la Tierra se limitan a longitudes de onda que pueden atravesar la atmósfera. En bajas frecuencias o longitudes de onda largas, la transmisión está limitada por la ionosfera , que refleja ondas con frecuencias menores que 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 radioobservatorios 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 de transmisión en la Tierra pueden causar interferencias de radiofrecuencia . Por esta razón, muchos radioobservatorios se construyen en lugares remotos.
Es posible que los radiotelescopios deban ser extremadamente grandes para recibir señales con una relación señal-ruido baja . Además, dado que la resolución angular es 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 radiotelescopio "parabólico" de muchas veces ese tamaño puede, dependiendo de la longitud de onda observada, Sólo podrá resolver un objeto del tamaño de la luna llena (30 minutos de arco).
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 (conjunto amplio) a 200 MHz cerca de Sydney, Australia . Este grupo utilizó el principio de un interferómetro de acantilado 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 menor que la del disco solar y surgía 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 artículo innovador publicado en 1947. El uso de un interferómetro de acantilado había sido demostrado por numerosos grupos en Australia, Irán y el Reino Unido durante la Segunda Guerra Mundial, que habían observado interferencias. franjas (la radiación directa de retorno del radar y la señal reflejada desde el mar) de los aviones entrantes.
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 espaciadas desde 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 explosiones 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 muy 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 sólo aumenta la señal total recopilada, 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 según 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 del 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 vistos desde la fuente de radio se llama "línea de base"); se requieren tantas líneas de base diferentes como sea posible. para obtener una imagen de buena calidad. Por ejemplo, el Very Large Array tiene 27 telescopios que proporcionan 351 líneas de base independientes a la vez.
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 órbita terrestre) para realizar interferometría de línea de base muy larga . En lugar de conectar físicamente las antenas, los datos recibidos en cada antena se combinan con información de sincronización, generalmente de un reloj atómico local , y luego se almacenan para su posterior análisis en cinta magnética o disco duro. Posteriormente, los datos se correlacionan con datos de otras antenas registradas de manera similar, para producir la imagen resultante. Utilizando este método es posible sintetizar una antena que sea efectivamente del tamaño de la Tierra. Las grandes distancias entre los telescopios permiten alcanzar resoluciones angulares muy elevadas, mucho mayores que en cualquier otro campo de la astronomía. En las frecuencias más altas, son posibles haces sintetizados de menos de 1 milisegundo de arco .
Los conjuntos VLBI más destacados que operan en la actualidad 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 conjunto normalmente funciona por separado, pero ocasionalmente se observan proyectos juntos que producen una mayor sensibilidad. Esto se conoce como VLBI Global. También hay redes VLBI que operan en Australia y Nueva Zelanda llamadas LBA (Long Baseline Array), [22] y redes en Japón, China y Corea del Sur que observan juntas para formar la Red VLBI de Asia Oriental (EAVN). [23]
Desde sus inicios, el registro de datos en soportes duros fue la única forma de reunir los datos registrados en cada telescopio para su posterior correlación. Sin embargo, la disponibilidad actual de redes mundiales de gran ancho de banda hace posible realizar VLBI en tiempo real. Esta técnica (denominada e-VLBI) fue originalmente pionera en Japón y adoptada más recientemente en Australia y Europa por la EVN (Red Europea VLBI), que realiza un número cada vez mayor de proyectos científicos e-VLBI por año. [24]
La radioastronomía ha dado lugar a aumentos sustanciales en el conocimiento astronómico, particularmente con el descubrimiento de varias clases de nuevos objetos, incluidos púlsares , quásares [25] y radiogalaxias . Esto se debe a que la radioastronomía nos permite ver cosas que no son detectables en la astronomía óptica. Estos objetos representan algunos de los procesos físicos más extremos y energéticos del universo.
La radiación cósmica de fondo de microondas también se detectó por primera vez mediante radiotelescopios. Sin embargo, los radiotelescopios también se han utilizado para investigar objetos mucho más cercanos a casa, incluidas observaciones del Sol y la actividad solar, y mapeo de radar de los planetas .
Otras fuentes incluyen:
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 ), [27] 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.
La asignación de frecuencias de radio se proporciona de acuerdo con el Artículo 5 del Reglamento de Radiocomunicaciones de la UIT (edición de 2012). [28]
Para mejorar la armonización en la utilización del espectro, la mayoría de las asignaciones de servicios estipuladas en este documento se incorporaron en Tablas nacionales de asignaciones y utilizaciones de frecuencias, que son responsabilidad de la administración nacional correspondiente. La asignación puede ser primaria, secundaria, exclusiva y compartida.
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.
En abril de 1933, tras casi dos años de estudio, Jansky leyó su revolucionario artículo, "Perturbaciones eléctricas aparentemente de origen extraterrestre", ante una reunión de la Unión Internacional de Radio Científica en Washington, DC.
Descubrió que la más fuerte de las ondas extraterrestres emana de una región en Sagitario centrada alrededor de la ascensión recta durante 18 horas y la declinación (20 grados), en otras palabras, desde la dirección del centro galáctico.
El descubrimiento de Jansky apareció en la portada del New York Times el 5 de mayo de 1933 y nació el campo de la radioastronomía.
Jansky murió en 1950 a la edad de 44 años, como resultado de un derrame cerebral masivo derivado de su enfermedad renal.
Cuando ese primer artículo de 1933 se reimprimió en Proceedings of the IEEE en 1984, los editores notaron que el trabajo de Jansky probablemente habría ganado un premio Nobel si el científico no hubiera muerto tan joven.
Hoy en día, el "jansky" es la unidad de medida para la intensidad de las ondas de radio (densidad de flujo).
