Principios de Radioastronomía

La radioemisión cósmica, por lo que sabemos, proviene de procesos naturales, aunque ocasionalmente igualmente se usan los radiotelescopios para rastrear (hasta ya con muy mala fortuna) posibles fuentes de radioemisión de inteligencia extraterrestre (véase Exobiología). Se ha admitido que algunos mecanismos físicos producen la radioemisión observada.

3.1 Tipos de emisión

A causa de los movimientos aleatorios de los electrones, todos los cuerpos emiten radiaciones térmicas, o calor, características de su temperatura. Se han empleado mediciones cuidadosas, en la totalidad del espectro, de la vehemencia de emisiones para calcular la temperatura de los cuerpos celestes distantes, así como de los planetas del Sistema Solar y las nubes cálidas de gas ionizado de toda nuestra galaxia.

Pero, las mediciones de la radiociencia astronómica se encargan con frecuencia de las emisiones no térmicas mucho más penetrantes desencadenadas por partículas cargadas, como los electrones y los positrones que se desplazan a través de los campos magnéticos galácticos e intergalácticos. Cuando la energía de la partícula es tan alta que su velocidad se acerca a la velocidad de la luz, a la radioemisión de estas partículas ‘ultrarrelativistas’ se alude como radiación de sincrotrón, término cogido del laboratorio de física de gran potencia, donde fue descubierto por primera ocasión este tipo de radiación.

Tanto las radiofuentes de sincrotrón (no térmicas) como las térmicas, irradian en una holgada variedad de longitudes de onda. Por el contrario, una tercera categoría de materia (átomos excitados, iones y moléculas) irradia en longitudes de onda discretas características del átomo o de la molécula y del estado de excitación. La radioemisión de holgada variedad recibe el nombre de emisión continua y la radioemisión discreta, emisión en línea.

3.2 Radiotelescopios

Las longitudes de onda de radio son parcialmente largas, yendo desde 1 mm hasta más de 1 km, y los radiotelescopios deben ser muy grandes para enfocar las señales que entran y hacer una radioimagen nítida. El radiotelescopio estacionario más grande del mundo, en el Observatorio Arecibo en Puerto Rico, es un plato cóncavo de 305 m de diámetro. Las mayores antenas parabólicas dirigibles de plato miden de 50 a 100 m de diámetro y tienen una determinación de 1 minuto de arco en torno a, semejante a la del ojo humano en longitudes de onda ópticas. Las ondas de radio que entran son enfocadas por la superficie parabólica en una pequeña antena de cuernos que las lleva a un receptor de radio extremadamente sensible. Estos receptores, aunque semejantes en principio a los aparatos de radio domésticos, detectan señales tan débiles como de 10-17 vatios. Las partes críticas del receptor están con frecuencia enfriadas a temperaturas cercanas al cero definitivo para hacerse con el mayor rendimiento posible. Para observaciones de la línea espectral, se usan receptores especializados que pueden sintonizar hasta 1.000 frecuencias de modo simultáneo.

Para hacerse con mayor determinación, se usan conjuntos de antenas como interferómetros, que dan resoluciones de más o menos 1 segundo de arco, semejantes a las de los grandes telescopios ópticos en circunstancias de visión ideales. El mayor radiotelescopio de este tipo es el radiotelescopio VLA, ubicado en una llanura aislada cerca de Socorro, Nuevo México (Estados Unidos). El VLA contiene un total de 27 platos parabólicos, de 25 m de diámetro cada uno, que se desplazan sobre vías de ferrocarril a lo largo de tres brazos de 21 kilómetros configurados en forma de Y. Cada antena contiene su propio receptor, y las señales de cada receptor son enviadas a un edificio central donde son combinadas para formar la imagen de alta determinación a través de una técnica que es conocido como interferometría. Otros interferómetros usan antenas afines a las más grandes de televisión. Una instalación de este tipo, en Cambridge, Inglaterra, emplea 60 antenas para detectar radiación en longitudes de onda de 2 metros.

Se pueden conquistar resoluciones más altas inclusive si las antenas se sitúan a miles de kilómetros de distancia. Estos espaciamientos hacen poco práctico mandar las señales desde cada antena de forma directa a un punto común. En su lugar, se realizan grabaciones separadas en cada antena y las cintas individuales se envían a unas instalaciones centrales donde se procesan. Esta técnica de interferometría de muy larga base (VLBI) supone utilizar relojes atómicos en cada telescopio para sincronizar las grabaciones individuales con una precisión de una millonésima de segundo. De esta forma, se alcanzan resoluciones angulares de una milésima de segundo de arco, semejante al tamaño angular aparente de una pelota de baloncesto (básquetbol) a la distancia de la Luna. En 1984, el gobierno de Estados Unidos asignó fondos para la construcción de una instalación denominada formación de muy larga base (VLBA), una red de 10 radioantenas extendidas desde el límite de Estados Unidos con Canadá hasta Puerto Rico, y desde Hawai hasta la costa atlántica. Canadá y Australia proyectan programas semejantes.

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