Radioastronomía para niños
La radioastronomía es una rama de la astronomía que estudia los objetos y fenómenos del espacio. Lo hace midiendo las ondas de radio que estos objetos emiten. Las ondas de radio son un tipo de radiación electromagnética, como la luz visible, pero con una longitud de onda mucho mayor.
Para recibir estas señales, los científicos usan antenas muy grandes, o grupos de antenas más pequeñas que trabajan juntas. La mayoría de los radiotelescopios tienen una forma de plato para concentrar las ondas de radio. Esto permite a los astrónomos "ver" el universo de una manera diferente a como lo harían con telescopios ópticos. La radioastronomía es un campo relativamente nuevo y sigue haciendo muchos descubrimientos.
Gracias a los gigantescos radiotelescopios actuales, podemos hacer observaciones con un nivel de detalle que no es posible con otras formas de luz. La radioastronomía ayuda a estudiar temas como la formación estelar (cómo nacen las estrellas), las galaxias activas (galaxias con mucha energía en su centro) y la cosmología (el estudio del origen y evolución del universo).
Contenido
Radioastronomía: Escuchando el Universo
¿Qué es la Radioastronomía?
La radioastronomía es como tener un oído gigante para escuchar el universo. En lugar de ver la luz que emiten las estrellas y galaxias, los radioastrónomos detectan las ondas de radio. Estas ondas son invisibles para nuestros ojos, pero nos dan información valiosa sobre objetos celestes que no podemos ver de otra manera.
Las ondas de radio pueden atravesar nubes de polvo y gas en el espacio que bloquean la luz visible. Esto nos permite estudiar regiones ocultas del universo, como el centro de nuestra galaxia o las zonas donde nacen nuevas estrellas.
Los Pioneros de la Radioastronomía
La historia de la radioastronomía comenzó a principios de los años 1930. Un ingeniero llamado Karl Guthe Jansky, que trabajaba en los Laboratorios Bell, fue uno de los primeros en investigar las ondas de radio que venían del espacio. Él detectó señales del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y también del Sol.
Más tarde, en 1938, Grote Reber confirmó estos descubrimientos. Después de la Segunda Guerra Mundial, la radioastronomía creció mucho en Europa y Estados Unidos. Se hicieron grandes mejoras en la tecnología, y el campo empezó a florecer.
Un avance importante llegó en 1946 con la técnica de la interferometría de radio. Martin Ryle en Cambridge, Reino Unido, y Joseph Pawsey en Sídney, Australia, la desarrollaron de forma independiente. Esta técnica permite combinar las señales de varias antenas para obtener imágenes mucho más detalladas. Martin Ryle incluso ganó un Premio Nobel por su trabajo.
Grandes Descubrimientos y Avances
La radioastronomía ha cambiado mucho lo que sabemos sobre el universo. Ha llevado al descubrimiento de muchos tipos de objetos nuevos, como los púlsares (estrellas de neutrones que giran muy rápido y emiten pulsos de radio), los quásares (núcleos de galaxias muy brillantes y lejanos) y las galaxias activas. Estos objetos nos muestran algunos de los procesos más extremos y energéticos que ocurren en el universo.
También, la radioastronomía nos ayudó a entender que la materia oscura es una parte importante de nuestro universo. Las mediciones de radio de cómo giran las galaxias sugieren que hay mucha más masa en ellas de la que podemos ver directamente.
La radiación de fondo de microondas (CMB), que es un "eco" del Big Bang, fue detectada por primera vez usando radiotelescopios. Los radiotelescopios también se usan para estudiar objetos más cercanos, como el Sol, su actividad y para hacer mapas de los planetas de nuestro sistema solar usando radar.
¿Cómo Funciona la Interferometría?
Los radiotelescopios se encuentran por todo el mundo. Cuando están muy separados, se pueden usar juntos con una técnica llamada interferometría. Esta técnica combina las señales de varios telescopios para obtener imágenes de muy alta resolución, algo que no se podría lograr con un solo telescopio.
La interferometría funciona superponiendo las ondas de radio de diferentes telescopios. Si las ondas coinciden en sus fases, se suman y se hacen más fuertes. Si tienen fases opuestas, se cancelan. Así, se crea un "telescopio combinado" que es tan grande como la distancia entre las antenas más lejanas. Para obtener una imagen de buena calidad, se necesitan muchas combinaciones diferentes de telescopios. Por ejemplo, el Very Large Array en Estados Unidos tiene 27 telescopios que pueden formar 351 combinaciones diferentes.
Observando con Telescopios Muy Lejanos (VLBI)
A principios de los años 1970, las mejoras en la tecnología permitieron que los radiotelescopios de todo el mundo (e incluso los que están en órbita) se combinaran usando una técnica llamada Interferometría de Muy Larga Base (VLBI, por sus siglas en inglés). En lugar de conectar las antenas con cables, los datos de cada antena se graban con una marca de tiempo muy precisa, usando un reloj atómico. Luego, estos datos se combinan en computadoras para crear imágenes.
Con este método, es posible simular una antena del tamaño de la Tierra. Las grandes distancias entre los telescopios permiten obtener imágenes con un detalle angular increíble, mucho mayor que en otras áreas de la astronomía.
Algunas de las redes VLBI más importantes son el Very Long Baseline Array (con telescopios en Norteamérica) y la European VLBI Network (con telescopios en Europa, China, Sudáfrica y Puerto Rico). A veces, estas redes se unen para proyectos aún más grandes, lo que se conoce como "Global VLBI".
Tipos de Señales de Radio del Espacio
Las ondas de radio que emiten los objetos celestes pueden presentarse de dos formas principales: como "radio continuo" o como "líneas espectrales". La forma depende de cómo se produce la radiación.
Emisión de Radio Continua
La emisión de radio continua se extiende por una amplia región del espectro electromagnético. En las galaxias, esta emisión proviene de tres mecanismos:
- Radiación sincrotrón: Es emitida por partículas cargadas que se mueven muy rápido en los campos magnéticos de las galaxias. También proviene de los restos de explosiones de estrellas (llamados remanentes de supernova), los centros de galaxias activas y los púlsares.
- Emisión libre-libre: Proviene principalmente de las regiones donde se están formando nuevas estrellas.
- Emisión térmica: Se origina en cuerpos relativamente fríos, como el polvo en el espacio entre las estrellas.
A escalas más pequeñas, las estrellas más grandes y cercanas, como nuestro Sol, también pueden observarse en radio continuo. A escalas mucho mayores, la principal emisión de radio continua es la radiación de fondo de microondas, que es una señal del universo temprano.
Líneas Espectrales: Huellas Químicas
Las diferentes sustancias químicas en el universo emiten o absorben luz en frecuencias muy específicas, creando lo que llamamos "líneas espectrales". En la región de radio, encontramos líneas de átomos y moléculas comunes. Estas líneas nos dan información sobre la composición química, la temperatura y el movimiento de los objetos en el espacio.
Algunas de estas líneas importantes son:
- La línea de HI: Proviene del hidrógeno atómico y se encuentra en 1.4 GHz. Esta línea nos ayuda a mapear el gas atómico, que es una gran reserva de gas en las galaxias.
- Las líneas rotacionales del CO: Se encuentran en la zona milimétrica del espectro y son clave para detectar el hidrógeno molecular, que es el combustible para la formación de estrellas.
También se observan otras líneas de moléculas como NH3 (amoniaco), OH (hidroxilo) y HCN (cianuro de hidrógeno), que nos revelan diferentes propiedades físicas y químicas de las regiones y objetos del universo.
¿Qué Objetos Emiten Ondas de Radio?
- Los centros de galaxias activas y los púlsares tienen chorros de partículas cargadas que emiten radiación de sincrotrón.
- La radiación de fondo de microondas es una emisión de radio que proviene de todo el universo, un "eco" del Big Bang.
- Los remanentes de supernova (los restos de estrellas que explotaron) también emiten radiación de radio.
Galería de imágenes
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Arriba, imagen óptica de la galaxia M87.
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Al medio: radioimagen de la misma galaxia usando interferometría (Very Large Array-VLA); abajo: imagen de la sección central (VLBA) usando un Very Long Baseline Array (Global VLBI) consistente en antenas conjugadas en Estados Unidos, Alemania, Italia, Finlandia, Suecia, España. La eyección de partículas estaría potenciada por un agujero negro en el centro de la galaxia.
Véase también
En inglés: Radio astronomy Facts for Kids
