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 los Laboratorios Bell Telephone, informó sobre la radiación procedente de la Vía Láctea . Observaciones posteriores han identificado varias fuentes diferentes de emisión de radio. Estas incluyen estrellas y galaxias , así como clases de objetos completamente nuevas, como radiogalaxias , cuásares , púlsares y máseres . El descubrimiento de la radiación de fondo cósmico de microondas , considerada como evidencia de la teoría del Big Bang , se realizó mediante radioastronomía.
La radioastronomía se lleva a cabo utilizando grandes antenas de radio denominadas radiotelescopios , que se utilizan de forma individual o con varios telescopios conectados mediante técnicas de radiointerferometría y síntesis de apertura . El uso de la interferometría permite que la radioastronomía alcance una alta resolución angular , ya que el poder de resolución de un interferómetro se establece por la distancia entre sus componentes, en lugar del tamaño de sus componentes.
La radioastronomía se diferencia de la astronomía de radar en que la primera es una observación pasiva (es decir, sólo recibe) y la segunda es una observación 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 podrían 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 podría existir en cualquier longitud de onda . Se hicieron varios intentos para detectar la emisión 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 las limitaciones técnicas de los instrumentos. El descubrimiento de la ionosfera reflectora de radio en 1902, llevó a los físicos a concluir que la capa rebotaría cualquier transmisión de radio astronómica de regreso al espacio, haciéndolas indetectables. [1]
Karl Jansky descubrió la primera fuente de radio astronómica de manera fortuita 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 . Utilizando una gran antena direccional , Jansky notó que su sistema de grabación analógico con lápiz y papel seguía registrando una señal persistente y repetitiva o "silbido" de origen desconocido. Dado que la señal alcanzaba su punto máximo aproximadamente cada 24 horas, Jansky sospechó primero que la fuente de la interferencia era el Sol cruzando el campo de visión de su antena direccional. Sin embargo, un análisis posterior 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, el astrofísico Albert Melvin Skellett, quien señaló que el tiempo observado entre los picos de la 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. [2] Al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky finalmente concluyó que la fuente de radiación alcanzaba 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 nació el campo de la radioastronomía. [4] En octubre de 1933, su descubrimiento fue publicado en un artículo de revista 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 y el polvo interestelar en la galaxia, en particular, por "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 luego se planteó la hipótesis de que era 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.) [7] [8] [9] [10]
Después de 1935, Jansky quiso investigar las ondas de radio de la Vía Láctea con más detalle, pero Bell Labs lo reasignó a otro proyecto, por lo que no realizó más trabajos en el campo de la astronomía. Sus esfuerzos pioneros en el campo de la radioastronomía han sido reconocidos con el nombre de 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 las 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 limitados por la seguridad en tiempos de guerra que rodeaba al radar, por lo que Reber, que no lo estaba, publicó sus hallazgos de 1944 primero. [15] Varias otras personas descubrieron de forma independiente las ondas de radio solares, entre ellas 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 , J. A. Ratcliffe, junto con otros miembros del Telecommunications Research Establishment que habían llevado a cabo investigaciones sobre radares durante la guerra , creó un grupo de radiofísica en la universidad donde se observaron y estudiaron las emisiones de ondas de radio del Sol. Esta investigación temprana pronto se ramificó hacia la observación de otras fuentes de radio celestiales y se desarrollaron 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 de rotación de la Tierra . El grupo de radioastronomía de Cambridge fundó el Observatorio de Radioastronomía Mullard cerca de Cambridge en la década de 1950. A finales de los años 1960 y principios de los años 1970, cuando las computadoras (como la Titan ) se volvieron capaces de manejar las inversiones de transformada de Fourier que requerían un uso intensivo de los recursos computacionales, utilizaron la síntesis de apertura para crear una apertura efectiva de "una milla" y, más tarde, 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) catálogo de fuentes de radio de Cambridge. [21]
Los radioastrónomos utilizan diferentes técnicas para observar objetos en el espectro de radio. Los instrumentos pueden simplemente apuntarse a una fuente de radio energética para analizar su emisión. Para "obtener una imagen" de una región del cielo con más detalle, se pueden registrar múltiples escaneos superpuestos y unirlos en una imagen de mosaico . El tipo de instrumento utilizado depende de la intensidad de la señal y la cantidad de detalle necesaria.
Las observaciones desde la superficie de la Tierra están limitadas a las longitudes de onda que pueden atravesar la atmósfera. En frecuencias bajas o longitudes de onda largas, la transmisión está limitada por la ionosfera , que refleja ondas con frecuencias menores que su frecuencia característica del plasma . El vapor de agua interfiere con la radioastronomía en frecuencias más altas, lo que ha llevado a construir 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 . Debido a esto, muchos radioobservatorios se construyen en lugares remotos.
Los radiotelescopios pueden necesitar ser extremadamente grandes para recibir señales con una baja relación señal-ruido . 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 contrapartes ópticas . 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 más grande puede, dependiendo de la longitud de onda observada, solo ser capaz de resolver un objeto del tamaño de la luna llena (30 minutos de arco).
La dificultad de lograr altas resoluciones con un solo radiotelescopio condujo 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 una observación astronómica fue realizado por Payne-Scott, Pawsey y Lindsay McCready el 26 de enero de 1946 utilizando una sola antena de radar convertida (conjunto de antenas laterales) a 200 MHz cerca de Sídney, 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 que surgían 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 ráfaga era mucho menor que el 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 marino había sido demostrado por numerosos grupos en Australia, Irán y el Reino Unido durante la Segunda Guerra Mundial, quienes habían observado franjas de interferencia (la radiación de retorno directa del radar y la señal reflejada desde el mar) de las aeronaves que se acercaban.
El grupo de Cambridge formado por Ryle y Vonberg observó el Sol a 175 MHz por primera vez a mediados de julio de 1946 con un interferómetro de Michelson compuesto por dos antenas de radio con espaciamientos de varias 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 interferómetros de radio modernos consisten en radiotelescopios muy separados que observan el mismo objeto y que están conectados entre sí mediante un cable coaxial , una guía de ondas , fibra óptica u otro tipo de línea de transmisión . Esto no solo 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 que tiene el tamaño de las antenas más alejadas en el 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 tal como se ve 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 brindan 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 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 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 que se logren resoluciones angulares muy altas, mucho mayores de hecho 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 toda América del Norte) y la Red Europea VLBI (telescopios en Europa, China, Sudáfrica y Puerto Rico). Cada conjunto suele operar por separado, pero ocasionalmente se observan proyectos en conjunto, lo que produce 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 conjuntos en Japón, China y Corea del Sur que observan juntos para formar la Red VLBI de Asia Oriental (EAVN). [23]
Desde sus inicios, la grabación de datos en soportes físicos era 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 permite realizar VLBI en tiempo real. Esta técnica (conocida como e-VLBI) fue desarrollada originalmente en Japón y, más recientemente, adoptada en Australia y Europa por la EVN (European VLBI Network), que lleva a cabo un número cada vez mayor de proyectos científicos e-VLBI por año. [24]
La radioastronomía ha permitido un aumento sustancial del conocimiento astronómico, en particular con el descubrimiento de varias clases de nuevos objetos, entre ellos los púlsares , los cuásares [25] y las radiogalaxias . Esto se debe a que la radioastronomía nos permite ver cosas que no son detectables en la astronomía óptica. Dichos objetos representan algunos de los procesos físicos más extremos y energéticos del universo.
La radiación de fondo cósmico de microondas también se detectó por primera vez con radiotelescopios. Sin embargo, los radiotelescopios también se han utilizado para investigar objetos mucho más cercanos, incluidas las observaciones del Sol y la actividad solar, y el mapeo de los planetas con radar .
Otras fuentes incluyen:
La señal de radio de la Tierra es mayoritariamente natural y más fuerte que la de Júpiter, por ejemplo, pero es producida por las auroras de la Tierra y rebota en la ionosfera y regresa al espacio. [27]
El servicio de radioastronomía (también: servicio de radiocomunicación de radioastronomía ) se define, según el artículo 1.58 del Reglamento de Radiocomunicaciones (RR) de la Unión Internacional de Telecomunicaciones ( UIT ), [28] como "Un servicio de radiocomunicación que implica el uso de la radioastronomía". El objeto de este servicio de radiocomunicación es recibir ondas de radio transmitidas por objetos astronómicos o celestes.
La asignación de frecuencias radioeléctricas se realiza de conformidad con el Artículo 5 del Reglamento de Radiocomunicaciones de la UIT (edición 2012). [29]
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 los Cuadros nacionales de asignación y utilización de frecuencias, que son responsabilidad de la administración nacional correspondiente. La asignación puede ser primaria, secundaria, exclusiva y compartida.
De acuerdo con la Región UIT correspondiente, las bandas de frecuencia se asignan (primaria o secundaria) al servicio de radioastronomía de la siguiente manera.
En abril de 1933, cuando se acercaba el momento de casi dos años de estudio, Jansky leyó su artículo innovador, "Perturbaciones eléctricas aparentemente de origen extraterrestre", ante una reunión de la Unión Internacional de Radio Científica en Washington, DC. Las ondas extraterrestres más fuertes, descubrió, emanan de una región en Sagitario centrada en la ascensión recta de 18 horas y la declinación de 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 señalaron que el trabajo de Jansky probablemente habría ganado un premio Nobel, si el científico no hubiera muerto tan joven. Hoy en día, "jansky" es la unidad de medida de la intensidad de las ondas de radio (densidad de flujo).
