Se han descubierto y estudiado numerosas radiofuentes en nuestro Sistema Solar, en nuestra galaxia y en el espacio intenso.
4.1 Radiofuentes del Sistema Solar
El Sol es la radiofuente más brillante del cielo. Su radioemisión es mucho más penetrante de lo esperado de la emisión térmica de su superficie visible, que tiene una temperatura de cerca de 6.000 °C. Esto se debe a que la mayoría de la radioemisión observada en longitudes de onda de radio más largas proviene de la atmósfera exterior, mucho más cálida, sin embargo ópticamente invisible, que tiene temperaturas de cerca de 1.000.000 °C. Adicionalmente de la emisión térmica, se generan explosiones y tormentas no térmicas, especialmente durante las etapas de gran actividad de manchas solares, en el momento en que la vehemencia de radioemisión puede incrementarse en un componente de un millón o más en tiempos de tiempo de una hora.
La otra fuente de radioemisión natural no térmica del Sistema Solar es el planeta Júpiter. En longitudes de onda cercanas a los 15 m, Júpiter emite fuertes estallidos de radiación que provienen de regiones parcialmente pequeñas, cerca de la superficie de la nube que gira con el planeta. La vehemencia de estos estallidos parece estar muy condicionada por la posición del satélite Ío. Adicionalmente, Júpiter está rodeado por extensos cinturones de radiación que irradian en la banda de microondas a longitudes de onda menores de 1 metro.
Se ha observado que brota radiación térmica de la superficie o de la atmósfera de todos los planetas excepto Plutón. Instrumentos a bordo de naves espaciales han empleado estas emisiones para conquistar información sobre las circunstancias meteorológicas de los planetas y otros fenómenos.
4.2 Radiofuentes galácticas
La Galaxia (en el momento en que se escribe con mayúscula la palabra se refiere a nuestra galaxia, igualmente denominada Vía Láctea) emite ondas de radio como resultado de la radiación de sincrotrón de electrones de rayos cósmicos que se desplazan dentro de su débil campo magnético. La emisión en línea de 21 cm del hidrógeno neutro igualmente se observa en toda la Galaxia. Los pequeños cambios en la longitud de onda de 21 cm son producidos por el movimiento de nubes de hidrógeno desde o hacia un observador. Estos cambios (desplazamiento hacia el rojo) son un ejemplo del fenómeno conocido como efecto Doppler. Las nubes más distantes del centro de la Galaxia giran en torno al centro a máxima velocidad y las observaciones del efecto Doppler se usan para medir la velocidad y determinar la posición de las nubes de hidrógeno. De esta forma, ha sido posible diseñar las formas de los brazos espirales de la Vía Láctea, que aún no se han observado en longitudes de onda ópticas.
Adicionalmente de la difusa radiación de fondo de microondas, en la Galaxia existen fuentes discretas de radioemisión. Estas fuentes incluyen restos de supernovas, radioestrellas, nebulosas de emisión, nubes moleculares y púlsares.
Los restos de supernova son nubes de fragmentos de estrellas que han estalla do. Los electrones relativistas producidos en la explosión de una supernova son capturados por el campo magnético que rodea el lugar de la explosión. Cuando estos electrones giran en tensión en torno a las líneas del campo magnético, siguen irradiando durante miles de años. En algunos casos, la estrella misma sigue siendo fuente de radioemisión y se la denomina radioestrella. Otra clase importante de radioestrellas entiende los sistemas de estrellas dobles (binarias) que emiten ondas de radio en el momento en que su masa se transfiere de un elemento al otro. Frecuentemente, las radioestrellas son igualmente fuentes de rayos X.
La radioemisión térmica se observa en nubes de hidrógeno ionizado (llamadas regiones H II) ubicadas a lo largo de los brazos espirales de la Galaxia. Cuando los electrones libres se recombinan con iones de hidrógeno u otros elementos ligeros, la potencia de radio que nace se puede observar como líneas de remezcla en la región de radio del espectro.
Las líneas espectrales igualmente son el resultado de transiciones vibratorias y rotatorias de moléculas interestelares como el vapor de agua (H2O), el amoníaco (NH3), el metanal (formaldehído, H2CO) y el monóxido de carbono (CO). Se conocen más de 50 moléculas interestelares, incluyendo moléculas orgánicas y muy complejas. En algunas nubes interestelares, las líneas moleculares de radio son muy penetrantes debido al efecto máser (amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación). Véase igualmente Láser.
La vehemencia de la mayoría de las radiofuentes cósmicas es perseverante, o apenas se diferencia lentamente con el tiempo. Pero, los púlsares emiten estallidos periódicos cortos o pulsos de radiación una vez por segundo. A pesar de que se les demostró por su penetrante radioemisión, después se vio que algunos igualmente emiten pulsos ópticos y rayos X. Se considera que los púlsares se forman en el momento en que estrellas como el Sol se contraen por efecto de su propia gravedad a dimensiones de unos 10 km. La densidad así pues se hace muy grande y los átomos son despojados de sus electrones, dejando una denominada estrella de neutrones.
4.3 Radiogalaxias
La mayoría de las galaxias emiten ondas de radio y lo hacen con potencias comparables a las de nuestra propia galaxia, unos 1032 W. Pero, en el caso de las denominadas radiogalaxias, la radioemisión es de más de 100 millones de veces más fuerte. La mayoría de esta potencia no se genera en las galaxias mismas, sino en nubes de gases ionizados y recalentados o plasma, ubicadas a cientos de miles o inclusive millones de años luz de la galaxia madre. Estas radionubes gigantes pueden tener 100 veces el tamaño de la galaxia misma y se hallan entre los objetos conocidos más grandes del Universo.
Para hacer las fuertes radioemisiones de las radiogalaxias se precisa gran cuantía de potencia, que puede ascender a una fracción significativa de la potencia total que parecería de la combustión nuclear de una galaxia entera. El origen de esta potencia y la forma en que se transforma en radioemisiones han sido los conflictos más importantes de la astrofísica en el momento en que se descubrieron las radiogalaxias.
Imágenes detalladas de radiogalaxias, obtenidas con radiotelescopios de alta determinación, como el VLA, exhiben frecuentemente un eminente chorro de material conectando una brillante radiofuente compacta en el núcleo galáctico con los más extendidos radiolóbulos (nubes). Se acepta que estos chorros o haces transportan potencia desde el núcleo galáctico al plasma radioemisor, y que la fuente de potencia se encuentra en un objeto muy denso, quizá un agujero negro ubicado en el centro de la galaxia. Con frecuencia se encuentra una radiofuente compacta en el centro de una radiogalaxia. Cerca del centro de una extraña radiogalaxia observada a mediados de la década de 1980, dos brillantes cúmulos de estrellas emiten chorros en apariencia trenzados.
4.4 Quasares
Los quasares parece que irradian con la luminosidad de cientos de galaxias, sin embargo cada quasar es más pequeño que una galaxia normal en una relación de cerca de un millón. Los quasares tienen desplazamientos hacia el rojo muy grandes y, por consiguiente, se piensa que están a gran distancia de la Vía Láctea. Como los quasares parecen ser tan potentes, y como su radiación se diferencia con rapidez, en principio se creyó que serían débiles objetos cercanos en lugar de potentes objetos distantes. Pero, se han ido acumulando evidencias que apoyan la representación cosmológica de los desplazamientos hacia el rojo. Las radiogalaxias, los quasares y los brillantes objetos conocidos como objetos tipo BL Lacertae seguramente son fenómenos muy asociados.
Al igual que las radiogalaxias, algunos quasares igualmente están rodeados de lóbulos extendidos de radioemisiones potentes, sin embargo la mayoría de la radioemisión desde los quasares proviene de un núcleo brillante de apenas unos cuantos años luz de diámetro y coincide con el quasar visible ópticamente.
Cuando se observa con interferómetros de alta determinación, frecuentemente se ve que este núcleo está compuesto por dos o más regiones más pequeñas que parecen moverse la una hacia la otra con velocidades ‘superlumínicas’, muy superiores a la velocidad de la luz. A pesar de que estas velocidades tan altas parecen violar en principio la teoría de la relatividad de Albert Einstein, de facto se pueden esclarecer como el resultado de un movimiento algo menor que la velocidad de la luz, casi dirigida hacia el observador. El intervalo de tiempo observado entre las repetidas posiciones de los chorros relativistas de material parece acortarse y la velocidad parece multiplicarse por un componente grande por encima de la velocidad real.
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