Fuentes de Emisiones de Radiofrecuencia

Objetivos: Al completar este capítulo, usted será capaz de definir y dar ejemplos de una “fuente puntual”, una “fuente localizada” y una “fuente extendida” de emisiones de radiofrecuencia (RF); distinguir entre la radiación de “primer plano” y la de “fondo”, describir la fuente teórica de la “radiación cósmica de fondo”; describir lo que es una “radioestrella”, una estrella “variable”, y un “púlsar”; explicar por qué los púlsares a veces son referidos como relojes estándar; describir la relación entre la desaceleración del giro de un púlsar y su edad, describir lo que son las “galaxias normales” y las “radiogalaxias”; describir las características generales de las emisiones de Júpiter, Io, y el “plasma torus” de este satélite, describir el impacto de la interferencia en las observaciones de radioastronomía; y describir las principales fuentes de interferencias naturales y de aquellas hechas por los humanos.

El Radiotelescopio de Goldstone Apple Valley (GAVRT en inglés). Créditos: NASA.

Clasificación de la Fuente

La radiación cuya dirección puede ser identificada se dice que procede desde una fuente discreta. Una fuente discreta a menudo se puede asociar con un objeto visible (ya sea a simple vista o a través de un telescopio óptico). Por ejemplo, una estrella o un pequeño grupo de estrellas visto desde la Tierra son fuentes discretas. Nuestro Sol es una fuente discreta, y un quásar también lo es. Sin embargo, la definición de ‘discreta’, además de los otros términos utilizados para describir la extensión de una fuente, a menudo depende del tamaño del haz de la antena del radiotelescopio utilizado en la observación.

Las fuentes discretas pueden ser además clasificadas como fuentes puntuales, fuentes localizadas y fuentes extendidas.

Una fuente puntual es una idealización. Se define como una fuente que subtiende a un ángulo infinitamente pequeño. En realidad todos los objetos subtienden al menos a un ángulo muy pequeño, pero a menudo es matemáticamente conveniente para los astrónomos considerar a las fuentes de muy pequeña extensión como fuentes puntuales. Los objetos que parecen ser más pequeños que el tamaño del haz del radiotelescopio suelen llamarse objetos sin resolver y pueden ser efectivamente tratados como fuentes puntuales. Una fuente localizada es una fuente discreta de extensión muy pequeña. Una estrella se puede considerar como una fuente localizada.

Los emisores de radiación que cubren una parte relativamente grande del cielo son llamados fuentes extendidas. Un ejemplo de una fuente extendida de radiación es nuestra galaxia, la Vía Láctea, o su centro galáctico (llamado Sagitario A) en el cual las emisiones de radiación son más intensas.

Una analogía óptica a la fuente extendida sería la vista de una gran ciudad en la noche desde un avión a unos 10 km de altura. Todas las luces de la ciudad tenderían a mezclarse en una aparentemente única y extensa fuente de luz. Por otra parte, un reflector visto desde la misma altura sobresaldría como un único objeto, de forma análoga a una fuente localizada o puntual.

Los términos localizado y extendido son relativos y dependen de la precisión con la que el radiotelescopio observa para poder determinar el origen de la radiación.

La radiación de fondo es una radiación de radiofrecuencia que se origina desde más lejos que el objeto de estudio, mientras que la radiación de primer plano es la que se origina desde un punto más cercano que el del objeto estudiado. Si un astrónomo está estudiando una estrella cercana específica, la radiación que proviene desde la Vía Láctea puede ser considerada no sólo como una fuente extendida, sino que también como una radiación de fondo. O, si se trata de una galaxia distante que está siendo observada, la Vía Láctea puede ser considerada como una molesta fuente de radiación en primer plano. Las radiaciones de fondo y de primer plano pueden consistir en las emisiones combinadas de muchas fuentes discretas o puede ser una distribución de radiación más o menos continua de nuestra galaxia.

La radiación cósmica de fondo, por otro lado, se presume que permanece como un resplandor moribundo del big bang. Se observó por primera vez por Arno Penzias y Robert Wilson en 1965. (Ganaron un premio Nobel por su descubrimiento en 1978). Como fue discutido en el Capítulo 3, la mayor parte de la radiación de fondo tiende a ser de origen no-térmico. La radiación cósmica de fondo, sin embargo, es térmica.

En el grupo de imágenes a continuación (del Observatorio Griffith y del JPL), se muestra todo el cielo en longitudes de onda de (a) radio, (b) infrarrojo, (c) visible, y (d) rayos X . Cada ilustración muestra a la Vía Láctea extendiéndose horizontalmente a través de la imagen. Es evidente que las longitudes de onda de radio nos dan una imagen muy diferente de nuestro cielo.

Fuentes Estelares

Muchos miles de objetos estelares visibles han sido descubiertos también como fuertes emisores de radiación de radiofrecuencia. Todas esas estrellas pueden ser llamadas radioestrellas.

Es útil en la discusión acerca de los tipos de estrellas y en las actividades educativas para analizar la evolución estelar. Para una discusión acerca del nacimiento, madurez, vejez y muerte de las estrellas, por favor, leer los capítulos 20-22 del libro Universe, de William J. Kaufmmann III, o los Capítulos 28-30 en el libro Abell’s Exploration of the Universe, de David Morrison , Sidney Wolff, y Andrew Franknoi.

Estrellas Variables

Las estrellas no brillan uniformemente todo el tiempo. Las estrellas que muestran cambios significativos en su brillo durante períodos de corta duración, y que los seres humanos podemos percibir, son de gran importancia para la astronomía debido a lo que podemos deducir de esos cambios. Y afortunadamente para la radioastronomía, se ha descubierto que las estrellas cuya potencia de radiación visible varía en períodos cortos, ya sea de forma regular o irregular, tienen las correspondientes variaciones en su potencia de emisiones de radiofrecuencia.

Algunas estrellas variables, tales como las Cefeidas, son absolutamente regulares en sus cambios cíclicos, que van desde unos pocos días a unas pocas semanas. Se ha encontrado que las estrellas con períodos regulares más largos son siempre más luminosas (emiten más energía) que aquellas con períodos regulares cortos. Las estrellas variables con períodos muy cortos (1,25 a 30 horas) son llamadas variables RR Lyrae. Ninguna de estas variables de período corto es lo suficientemente brillante como para verse a simple vista. Debido a que la luminosidad intrínseca de las Cefeidas y RR Lyrae, las cuales poseen períodos similares que sirven para realizar comparaciones, pueden ser utilizadas para calcular distancias interestelares e inclusive intergalácticas.

Otras estrellas variables tienen períodos mucho más largos, son menos regulares en sus ciclos y varían por una magnitud mucho mayor. Éstas se llaman variables semi-regulares. La gigante roja Betelgeuse en la constelación de Orión es un ejemplo. Ninguna relación período-luminosidad se ha encontrado en este tipo de estrellas variables.

Las variables irregulares no tienen un conjunto de períodos en absoluto. Por lo general, son estrellas jóvenes y su luminosidad puede variar en un rango muy amplio.

Las estrellas eruptivas son tenues enanas rojas (más viejas y débiles que las enanas blancas) que exhiben aumentos repentinos de brillo a lo largo de un período de unos pocos minutos debido a la intensa actividad de sus erupciones, y desvaneciéndose de nuevo a su brillo normal en una hora más o menos. Estrellas típicas de este tipo lo son UV Ceti y AD Leonis.

Las estrellas binarias (o dobles) pueden producir al parecer una radiación que varía regularmente si las dos estrellas se eclipsan entre sí la una a la otra en sus órbitas. Además, las emisiones de radio de las estrellas binarias son más comunes que la de las estrellas individuales. La interacción entre los vientos estelares y sus magnetosferas, los arcos de choque, y los efectos de mareas pueden contribuir a las condiciones que producen sus emisiones de radiofrecuencia.

Púlsares

A veces, cuando una estrella se convierte en supernova, todo lo que queda después del más violento de los procesos es una nube de gas en expansión y un pequeño remanente de un material extremadamente denso de sólo unas pocas decenas de kilómetros de diámetro. La implosión de una supernova es tan intensa que los protones y los electrones de los átomos de la estrella quedan amontonados, cancelando sus cargas eléctricas y formando neutrones. ¡Esta estrella de neutrones puede ser 1.014 veces más densa que el agua! Tiene campos magnéticos extremadamente potentes y puede rotar muy rápidamente. Debido a que el eje magnético puede no corresponderse con el eje de rotación, un haz de radiación emitida por los polos magnéticos puede parecer para un observador como un faro giratorio pulsante. Así es que, a estas estrellas de neutrones en rotación, las llamamos púlsares. Aunque algunas de estas estrellas son vistas en frecuencias visibles y de rayos X, muchas más se ven en frecuencias de radio.

Desde 1967, cuando el primer púlsar fue detectado por Jocelyn Bell, cientos de estrellas de este tipo han sido descubiertas. El púlsar del Cangrejo gira 30 veces por segundo, mientras que el púlsar 1937+21 en Cygnus lo hace 642 veces por segundo. Recibimos esta emisión en la Tierra como si fuera una señal producida por un reloj cósmico. Durante el breve período que hemos estado observándolos, sin embargo, todos estos parecen estar desacelerándose, ya que su energía se disipa con la edad. Después de la corrección de este efecto, algunos púlsares de milisegundos son al menos tan precisos en cronometraje como los mejores relojes atómicos. La velocidad a la que los púlsares se desaceleran ha sido útil para confirmar aspectos de la teoría de la relatividad general de Eintein. Además, la sincronización en los púlsares puede ser útil en determinar las propiedades del medio interestelar.

Nuestro Sol

La mayor fuente extraterrestre en radio que experimentamos aquí en la Tierra es nuestra propia estrella. El Sol es una estrella muy común – ni muy grande ni muy pequeña, ni muy caliente ni muy fría, ni muy joven ni muy vieja. Tal vez tenemos la suerte de que sea tan típica, ya que a partir de ella podemos aprender mucho sobre las estrellas en general.

La fotosfera es la parte de la atmósfera del Sol que emite la mayor parte de la luz visible, mientras que la corona, la atmósfera exterior del Sol, es mucho menos densa y sólo emite una cantidad muy pequeña en este rango. La cromosfera, fría y oscura en comparación con la fotosfera, forma el límite entre ésta y la corona.

El Sol parece tener un ciclo de alrededor de 11 años de actividad. Cuando éste se encuentra en una fase tranquila, las emisiones de radio de la fotosfera (la parte que también emite radiación en la longitud de onda visible) se encuentran en el rango de longitud de onda de 1 cm, mientras que las emisiones de radio desde la corona se aproximan a una longitud de onda de 1 metro. El tamaño del disco solar en radio parece ligeramente mayor que el que se muestra en óptico, siempre y cuando el radiotelescopio esté ajustado en el rango de longitud de onda de 1 a 10 cm. Sin embargo, en longitudes de onda más largas, el disco solar en radio es mucho mayor, incluso como sucede con la corona, que se extiende millones de kilómetros por sobre la fotosfera.

Las manchas solares son zonas oscuras que aparecen en la fotosfera, y, como se mencionó anteriormente, parecen fluctuar en frecuencia durante aproximadamente un ciclo de 11 años. Se ven más oscuras porque están a unos ‘fríos’ 4.000 º C con respecto a la superficie que tiene alrededor de 6.000 º C. Son los centros de los campos magnéticos, y aparentemente están relacionadas con el campo magnético total del Sol. Es posible que las líneas magnéticas de fuerza periódicamente queden ‘enredadas’ y desestabilizadas ya que la tasa de rotación del Sol varía desde el ecuador hacia los polos. Las erupciones solares que estallan desde la atmósfera superior de nuestra estrella son generalmente asociadas con grupos de manchas solares.

Las erupciones solares emiten ráfagas pequeñas de energía en radio, con longitudes de onda observables desde el suelo de 1 a 60 m (300 a 5 MHz). A veces, durante las intensas erupciones, una corriente de partículas de rayos cósmicos de alta energía es emitida viajando a más de 500-1000 km por segundo. Cuando estas partículas cargadas llegan hasta el campo magnético de la Tierra, tenemos lo que son las tormentas magnéticas y las auroras. El patrón de emisiones de radio de las erupciones solares parece provenir de un área muy grande de la superficie solar en donde se emite la radiación en el rango visible, pero aun se presume que son el resultado de la misma actividad.

La radiación asociada a las erupciones solares es polarizada circularmente, en lugar de ser aleatoriamente polarizada como es habitual en otras fuentes extraterrestres. Esta polarización puede ser causada por electrones que giran en un intenso campo magnético localizado en aquellas erupciones.

El Sol es estudiado por los radioastrónomos, tanto directamente mediante la observación de las emisiones de radio provenientes del sol e indirectamente, mediante la observación de los efectos de la radiación solar sobre la ionósfera de la Tierra.

Recapitulación

1. La Vía Láctea es un ejemplo de una fuente __________ de emisiones en radio.

2. Una sola estrella es una fuente discreta ___________.

3. Las estrellas que muestran cambios significativos en el brillo durante períodos cortos se llaman estrellas ___________.

4. Las Cefeidas con períodos más largos son siempre ______ luminosas que las que tienen períodos más cortos.

5. Se cree que los púlsares son estrellas de ___________ que giran rápidamente.

6. La mayor fuente de emisiones en radio que experimentamos en la Tierra es el ______.

7. Las erupciones solares, asociadas con los grupos de manchas solares, emiten ráfagas cortas de ___________________.

1. extendida – 2. localizada – 3. variables – 4. más – 5. neutrones – 6. Sol – 7. energía en radio (o emisiones en radio).

Para más estudio:

• Cosmic background radiation: Kaufmann, 532-535; Morrison et al., 616-619.
• Star evolution: Kaufmann, 364-420; Morrison et al., 467-520.
• Our sun: Kaufmann, 310-335; Morrison et al., 434-466.
  
• Variable stars: Kaufmann, 396-398; Morrison et al., 488-492, 661.
• Pulsars: Kaufmann, 310-335; Morrison et al., 516-518, 529; Wynn-Williams, 119.

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 Fuentes Galácticas y Extragalácticas

Podemos pensar en las emisiones de radio extraterrestres originándose, tanto, dentro de nuestra galaxia, como fuera de ésta. Dentro de nuestra galaxia, los remanentes de las explosiones de supernovas son intensas fuentes de emisiones en radio.

Fuera de la Vía Láctea, nos encontramos con una gran variación en las emisiones en radio desde diferentes galaxias. Por lo que hemos dividido arbitrariamente a éstas otras como galaxias ‘normales’ y galaxias ‘activas’.

Las galaxias normales no son fuentes muy potentes. Por ejemplo, la gran espiral de Andrómeda, la galaxia más grande en nuestro llamado grupo local de galaxias, emite unos 10^32 vatios de potencia. Por el contrario, Cygnus A, que está a más de la mitad de mil millones de años luz de la Tierra, es una de las fuentes de radio más conspicua en el cielo, con una potencia de 10^38 vatios. (Véanse las figuras al final del Capítulo 8 para una idea aproximada de la ubicación de estas galaxias).

Entre lo que son las galaxias activas se incluyen las radiogalaxias, los quásares, los blasars, y las galaxias Seyfert.

Las radiogalaxias emiten una enorme cantidad de ondas de radio.

Los quásares, término acuñado a partir de la frase en inglés quasi-stellar radio source, pueden verter energía un millón de veces más poderosa que la de una galaxia normal. Los quásares son los objetos más distantes que se han detectado, algunos están a aproximadamente 15 mil millones de años luz – su radiación requiere cerca de la edad del universo para llegar hasta nosotros. Y algunos parecen estar alejándose de nosotros a una tasa del 90% de la velocidad de la luz.

Los blasars son galaxias con centros muy luminosos, cuya luminosidad parece variar considerablemente a lo largo de un período muy corto.

Las galaxias Seyfert también son fuentes intensas de radiación cuyos espectros incluyen líneas de emisión.

En todas ellas, el mecanismo de producción de radiación predominante es la radiación de sincrotrón. Una galaxia activa puede irradiar 1.000.000 de veces más poderosamente en las frecuencias de radio que una galaxia normal. Gran parte de la radiación a menudo parece venir desde el núcleo de la galaxia. Los astrónomos están ahora investigando la viabilidad de una ‘teoría unificada de las galaxias activas’, lo que explicaría el comportamiento variable observado en todos estos tipos de galaxias. Puede ser que éstas tengan un agujero negro de tamaño común o un agujero negro supermasivo en su centro, y su apariencia para nosotros dependería del ángulo en el que las estamos observando.

Por favor, leer el capítulo 27 del libro Universe, de Kaufmmann, para obtener más información, incluyendo fotos en color de muchos de estos objetos misteriosos y fascinantes.

Fuentes Planetarias y sus Satélites

A diferencia de las estrellas, la energía de radio observada en los planetas y sus satélites (excepto en el sistema de Júpiter y, en menor medida, en el de Saturno) es, en su mayoría, radiación térmica de cuerpo negro. Las longitudes de onda de la radiación observada de estos cuerpos nos dan indicaciones bastante precisas acerca de las temperaturas, tanto en sus superficies y en diferentes profundidades por debajo de éstas.

El Sistema de Júpiter

Por lejos, el planeta más interesante para los estudios en radioastronomía es Júpiter. Tan hermoso y fascinante como lo es visualmente, lo es aún más fascinante y complejo de observar en el rango de frecuencia en radio. La mayor parte de la radiación del sistema de Júpiter es mucho más fuerte en longitudes de onda largas de lo que se había esperado para su radiación térmica. Además, mucha de esta radiación está polarizada circular o elípticamente  – cosa que no se encuentra en todas las radiaciones térmicas típicas. Por lo tanto, debe concluirse que, los procesos no-térmicos similares a los que tienen lugar en las galaxias, se encuentran activas. Es decir, iones y electrones acelerados por el campo magnético giratorio del planeta están generando radiación de sincrotrón.

Júpiter es 318 veces más masivo que la Tierra. Su eje magnético está inclinado 15º con respecto a su eje de rotación y su extensión desde el centro del planeta es de unos 18.000 km. Su polaridad es opuesta a la de la Tierra (es decir, la aguja de una brújula allí apunta hacia el Sur).

La superficie del campo magnético de Júpiter es 20 a 30 veces más potente que la de la Tierra. La magnetosfera de un planeta es la región alrededor de éste en la que el campo magnético del planeta domina al campo interplanetario transportado por el viento solar. Si pudiésemos ver la magnetosfera de Júpiter desde la Tierra ¡Se vería tan grande como la Luna!

Cuanto más lejos está un planeta del Sol, más débil será la presión del viento solar sobre la magnetosfera de éste. Por lo tanto, en el campo magnético de Júpiter, que de por sí ya es bastante intenso, hay mucha menos presión del viento solar sobre este planeta en comparación a como sucede en el campo magnético terrestre. La magnetosfera de Júpiter se expande y contrae a causa de las variaciones en el viento solar. Su límite superior (el más cercano al Sol y que es llamado arco de choque) varía en un tamaño de entre 50 y 100 radios de Júpiter y por sobre los cuatro satélites galileanos de este planeta. (Se han descubierto dieciséis satélites en Júpiter, siendo los satélites galileanos los más grandes).

La magnetosfera de un planeta atrapa al plasma, así como como las líneas magnéticas de fuerza que capturan protones y electrones que son llevados por el viento solar y los átomos que se escapan hacia arriba de su atmósfera. En el caso de Júpiter, debido a que la magnetosfera es tan grande, también atrapa los átomos de la superficie de los satélites que orbita alrededor de éste. Io, el satélite galileano más interior, es una fuente especialmente rica en oxígeno e iones de azufre provenientes de sus muchos volcanes violentamente activos. ¡Io se estima que contribuye 10 toneladas de material a la magnetosfera por segundo!

De hecho, una característica predominante de la magnetosfera de Júpiter es el plasma torus que rodea el planeta, y se corresponde estrechamente con la órbita de Io, el cual se encuentra a alrededor de cinco radios de Júpiter. Se trata de un plasma intensamente radiante dentro de un plasma exterior ligeramente menos activo. Para añadir a esto, como Io orbita a través de las líneas de campo magnético ¡Una corriente eléctrica de hasta 5 millones de amperios se genera entre este satélite y el planeta! Cuando esta corriente llega a la atmósfera de Júpiter, genera fuertes emisiones de radiofrecuencia que pueden estar asociadas con la posición orbital de Io. La corriente también genera auroras en la atmósfera superior de Júpiter.

El radiotelescopio de Goldstone-Apple Valley se utiliza para medir el tiempo variable de las emisiones de radio frecuencia de ondas del campo magnético de Júpiter. Estas observaciones pueden proporcionar nueva información sobre su magnetosfera, el plasma torus, y la rotación del núcleo de Júpiter y cómo difiere de la rotación de su atmósfera visible.

Fuentes de Interferencia

El ruido de radiofrecuencia complica la tarea del radioastrónomo, a veces haciendo difícil distinguir las emisiones de un objeto bajo estudio de aquellas otras emisiones extrañas producidas por otras fuentes cercanas. La interferencia proviene tanto de fuentes naturales como también de las artificiales, estas últimas se han convertido en un problema mayor cada día. Por acuerdo internacional (la Conferencia Mundial de Radiocomunicaciones), ciertas frecuencias se han asignado exclusivamente para la radioastronomía (Kraus, p. A 24). Sin embargo, hay un desacuerdo acerca de qué tan más allá de los estrechos límites es aceptable ‘excederse’ (por ejemplo, los radioemisores pueden pensar que 10 mm más allá de su límite de longitud de onda es aceptable, mientras que los radioastrónomos pueden pensar que 0.001 mm ya es demasiado). En algunos países, las restricciones no se aplican, de modo que bien podrían no existir.

Fuentes naturales de las interferencias son:

* Las emisiones de radio desde el sol.
* Los relámpagos.
* Las emisiones de partículas cargadas (iones) en la atmósfera superior terrestre.

Entre la creciente lista de fuentes artificiales de interferencia tenemos:

* Las instalaciones de generadores y transformadores de energía.
* Los radares aéreos.
* Los transmisores terrestres de radio y televisión (que son cada vez más poderosos).
* Los satélites transmisores y transpondedores que orbitan la Tierra, incluidos los satélites de posicionamiento global (GPS).
* Los teléfonos celulares.

Las interferencias generadas por el ser humano y que se originan en tierra (tales como las transmisiones de radio y televisión) se desplazan por el suelo y por sobre el horizonte. Solía ​​ser que esas interferencias tendían a ser débiles a nivel del suelo, incrementando su fuerza con la altura. Por esta razón, la mayoría de los radiotelescopios se han situado en valles o en otros lugares bajos, a diferencia de los telescopios ópticos, que a menudo se construyen en las cimas de la montañas. (Las excepciones son los radiotelescopios construidos para el estudio de las longitudes de onda submilimétricas, como se mencionó en el Capítulo 4). Sin embargo, cada vez más, la interferencia a nivel del suelo se está convirtiendo en un problema inclusive para los radiotelescopios ubicados a baja altura.

Recapitulación

1. Las galaxias que emiten hasta 106 veces más energía de radio frecuencia de la que se observa normalmente en otras se llaman ___________.
2. Los ________ son los objetos más lejanos que los astrónomos han detectado.
3. Los quásares, blasars, y las radiogalaxias son ejemplos de fuentes de radio ____________.
4. El planeta de nuestro sistema solar que emite las ondas de radio más intensas es __________.
5. Una característica interesante de Io es el __________ , que rodea a Júpiter y se relaciona estrechamente con la órbita del satélite.
6. El relámpago es un ejemplo de una fuente natural de __________ para la radioastronomía.

1. radiogalaxias – 2. quásares – 3. extragalácticas – 4. Júpiter – 5. plasma torus – 6. interferencia.

Para más estudio:

• Our galaxy: Kaufmann, 454-473; Morrison et al., 539-558.
• Galaxies and galactic evolution: Kaufmann, 474-503; Morrison et al., 559-586.
• Active galaxies: Kaufmann, 594-525; Morrison et al., 576-577.
• Jupiter and its magnetosphere: Kaufmann, 228-240; Morrison et al., 284-288.

Fuente: Basics of Radio Astronomy.

Efectos del Movimiento y de la Gravedad

Objetivos: Cuando haya completado este capítulo, usted será capaz de describir el efecto Doppler sobre la frecuencia de las partículas/ondas que son recibidas, describir el importancia del corrimiento hacia el rojo y hacia el azul del espectro, describir los efectos de la gravedad sobre la radiación electromagnética, describir la expansión superlumínica y definir la ocultación.

Radiotelescopio de Goldstone Apple Valley. Créditos: NASA/JPL.

Efecto Doppler

Independientemente de la frecuencia que tengan las ondas electromagnéticas, éstas están sujetas al efecto Doppler. El efecto Doppler hace que la frecuencia de la radiación observada desde una fuente difiera de la frecuencia radiada real si es que hay un movimiento que cause que aumenta o disminuya la distancia entre la fuente y el observador. El mismo efecto se puede observar fácilmente como la variación en el tono del sonido entre una fuente en movimiento y un observador fijo, o viceversa.

Cuando la distancia entre la fuente y el receptor de las ondas electromagnéticas se mantiene constante, la frecuencia de la fuente y la frecuencia de las formas de onda recibidas son la misma. Cuando la distancia entre la fuente y el receptor de ondas electromagnéticas aumenta, la frecuencia de las formas de onda recibidas es más baja que la frecuencia de la forma de onda de la fuente de origen. Cuando la distancia disminuye, la frecuencia de la forma de onda recibida será más alta que la frecuencia de la forma de onda del origen.

El efecto Doppler es muy importante tanto para la astronomía óptica como la de radio. El espectro observado de objetos que se mueven a través del espacio acercándose a la Tierra se desplaza hacia el azul (longitudes de onda más corta), mientras que el espectro observado de los objetos que se mueven a través del espacio alejándose de la Tierra se desplaza hacia el rojo. El efecto Doppler actúa en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Por lo tanto, el fenómeno de acortamiento aparente de longitudes de onda en cualquier parte del espectro de una fuente que se está moviendo hacia el observador se llama corrimiento al azul, mientras que el alargamiento aparente de las longitudes de onda en cualquier parte del espectro de una fuente que se aleja de la observador se llama corrimiento al rojo.

Relativamente son pocos los objetos extraterrestres que han sido observados desplazándose hacia el azul, y sucede que éstos están muy cerca entre sí, cósmicamente hablando. Ejemplos de ellos, son los planetas del sistema solar con los que de vez en cuando nos acercamos, debido a nuestra posición relativa en nuestra órbita alrededor del Sol, también lo son otros objetos en nuestra galaxia, algunas nubes moleculares, así como algunas galaxias que forman parte de lo que se denomina el grupo local.

Casi todos los otros objetos distantes están desplazados hacia el rojo. El desplazamiento al rojo del espectro de los objetos más lejanos se debe al simple hecho de que el universo se está expandiendo. El espacio mismo se está expandiendo entre nosotros y los objetos distantes, por lo que se están alejando de nosotros. Este efecto se llama corrimiento al rojo cósmico, pero aún es debido al efecto Doppler.

Las distancias a los objetos extragalácticos pueden estimarse con base, en parte, sobre el grado de corrimiento al rojo de su espectro. A medida que el universo se expande, todos los objetos se alejan entre sí a una velocidad proporcional a su distancia. La constante de Hubble relaciona la velocidad de expansión de la distancia y es muy importante para la estimación de distancias sobre la base de la cantidad de corrimiento al rojo de la radiación de una fuente. Nuestra estimación actual de la constante de Hubble es de 60-80 km/s por cada millón de parsecs (1 parsec = 3,26 años luz).

Los espectros de los cuásares, por ejemplo, están muy desplazados al rojo. Junto con otras características, como su notable energía, este desplazamiento al rojo indica que los quásares son los objetos más antiguos y más distantes que hemos observado. ¡Los quásares más distantes parecen estar alejándose a más del 90% de la velocidad de la luz!

Corrimiento al Rojo Gravitacional

El corrimiento al rojo, por supuesto, indica un alargamiento de la longitud de onda. Una longitud de onda alargada indica que la radiación ha perdido parte de su energía desde el instante en que dejó su fuente.

Según lo predicho por Einstein, la radiación también experimenta una ligera cantidad de corrimiento al rojo debido a las influencias gravitacionales. El corrimiento al rojo gravitacional se debe al cambio en la fuerza de gravedad y se produce mayormente cerca de cuerpos masivos. Por ejemplo, como la radiación deja a una estrella, la atracción gravitatoria cerca de ella produce un alargamiento muy leve de las longitudes de onda, y la radiación pierde energía en su esfuerzo por escapar de la atracción de la gravedad del objeto de mayor masa. Este desplazamiento al rojo disminuye en efecto cuando la radiación viaja fuera de la esfera de influencia de la gravedad de la fuente.

Lente Gravitacional

La teoría de la relatividad general de Einstein predice que el espacio es deformado alrededor de objetos masivos.

En 1979, los astrónomos observaron dos cuásares notablemente similares y muy próximos entre sí. Tenían la misma magnitud, espectro, y corrimiento hacia el rojo. Se preguntaban si las dos imágenes en realidad podrían representar el mismo objeto. Resultó que una galaxia estaba ubicada directamente en la ruta entre los dos cuásares y la Tierra, mucho más cerca de ésta que de los cuásares. La geometría y la estimación de la masa de la galaxia eran tales que produjeron un efecto de lente gravitacional – es decir, una deformación de la luz a su paso por el espacio alrededor de la galaxia.

Muchos otros casos de lentes gravitacionales han sido detectados. La lente gravitacional puede producir más de dos imágenes, o incluso arcos. Las imágenes producidas por las lentes gravitacionales puntuales pueden parecer mucho más brillantes que la fuente original si ésta apareciera en ausencia de la lente gravitacional.

Velocidades Superlumínicas

Algunas fuentes discretas (que se definen en el siguiente capítulo) dentro de los quasars han sido observadas cambiando de posición durante un breve período. Su movimiento generalmente parece, para el observador, ser radialmente hacia fuera del centro de la imagen del quasar. Las velocidades aparentes de estos objetos han sido medidas, y si el corrimiento al color rojo en realidad representa a la distancia y a las velocidades de recesión del quasar, entonces ¡Estos objetos discretos se están moviendo a velocidades mayores que la de la luz! Llamamos a estas velocidades aparentes como velocidades superlumínicas o expansión superlumínica.

Bien, sabemos que esto es imposible, ¿Cierto? Así es que los astrónomos tuvieron que concebir una explicación más razonable. La explicación más aceptada es que la radiación emitida por un objeto en una primera posición (A en el diagrama a continuación) ha viajado más lejos y, por lo tanto, haber tardado más en llegar a la Tierra que la radiación emitida desde una segunda posición (B), que está a 5 años luz de la posición en A.

Supongamos que A está 4 años luz más lejos de la Tierra que B (o en otras palabras, entre A y C hay 4 años luz). Moviéndose sólo un poco por debajo de la velocidad de la luz, el objeto toma un poco más de 5 años luz para viajar desde A a B. Sin embargo, la radiación que éste emite en A alcanza a C en 4 años. Como esta radiación continua viajando hacia la Tierra, se encuentra un año adelantada respecto a la radiación emitida hacia nosotros por el objeto cuando llegó a B. Cuando finalmente llega a la Tierra (después de varios miles de millones de años), la forma de radiación de A aún está un año adelantada respecto a la radiación desde B. Esto aparenta para nosotros que el objeto se ha movido tangencialmente fuera del centro del quásar, desde C a B y (tomando en cuenta el teorema de Pitágoras) ¡Ha ido a tres años luz en poco más de un año! Que el objeto parezca viajar a casi tres veces la velocidad de la luz es solamente debido a un efecto de proyección, con su radiación que viajó de A a C en 4 años, mientras que el objeto en sí, viajó desde A a B en 5 años.

Ocultaciones

Cuando un cuerpo celeste pasa entre la Tierra y otro cuerpo celeste, se dice que el objeto que está total o parcialmente escondido a nuestra vista está ocultado. Ejemplos de ocultaciones son: La Luna pasando por delante de una estrella o de un planeta, o un planeta que pasa por delante de una estrella, o un planeta pasando por delante de otro planeta como ocurrió en el año 1590, cuando Venus ocultó a Marte.

Una ocultación puede proporcionar una oportunidad sin paralelo para estudiar cualquier atmósfera existente en el planeta que oculta a otro objeto. Como la radiación del objeto más lejano pasa a través de la atmósfera del que está más próximo, ésta se verá influida por las propiedades de esa atmósfera. El grado de refracción de la radiación otorga información sobre la densidad y grosor de la atmósfera, mientras que los estudios espectroscópicos dan información sobre su composición.

Recapitulación

1. El efecto Doppler hace que la longitud de onda de energía emitida por un objeto alejándose del observador aparente ser _________ que cuando salió de la fuente.

2. Los espectros de los objetos que se mueven hacia nosotros están corridos hacia el _____.

3. Además del efecto Doppler, otra causa del corrimiento espectral hacia el rojo es la fuerza de __________ o la radiación que viaja lejos desde una fuente masiva.

4. Los espectros de los quasars están bastante desplazados hacia el rojo, indicando que estos objetos se están __________ de nosotros.

5. La deformación del espacio en torno a los objetos masivos explica el efecto de la lente ___________.

6. Es generalmente aceptado que las velocidades  superlumínicas aparentes que se han observado son debidas a un efecto de __________.

Respuestas: 1. más larga – 2. azul – 3. gravedad – 4. alejando – 5. gravitacional – 6. proyección.

Para más estudio:

• Doppler effect: Kaufmann, 96-97, 460-461; Wynn Williams, 24-25, 186; Morrison et al., 120-121.
• Hubble Constant: Kaufmann, 482-485; Morrison et al., 563, 607-609.
• Gravitational lensing: Kaufmann, 445-447; Morrison et al., 581-583.
• Superluminal motion: Kaufmann, 515-516.
• Occultations: Kaufmann, 243.

Fuente: Basics of Radio Astronomy.

Efectos del Medio

Objetivos: Cuando haya completado este capítulo, podrá describir las diversas variables importantes en los medios a través de los cuales la radiación pasa y cómo afectan a las partículas/ondas que llegan al telescopio. Podrá describir lo que son las “ventanas atmosféricas” y dar un ejemplo. Podrá describir los efectos de los medios de absorción y dispersión sobre la propagación de la onda. Podrá describir las leyes de Kirchhoff de análisis espectral y dar algunos ejemplos de fuentes de líneas espectrales. Podrá definir lo que es la reflexión, la refracción, el centelleo y la rotación de Faraday.

El Radiotelescopio de Goldstone Apple Valley (GAVRT en inglés). Créditos: NASA.

La radiación electromagnética desde el espacio viene en todas las longitudes de ondas del espectro, desde los rayos gamma hasta las ondas de radio. Sin embargo, la radiación que en realidad nos llega está enormemente afectada por los medios a través de los cuales ha pasado. Los átomos y las moléculas del medio pueden absorber algunas longitudes de ondas, dispersando (reflejando) a otras, y dejando que algunas pasen a través de ellos sólo ligeramente inclinadas (refractadas).

Ventanas Atmosféricas

La atmósfera de la Tierra presenta una barrera opaca a la mayor parte del espectro electromagnético. La atmósfera absorbe a la mayoría de las longitudes de onda que son más cortas que el ultravioleta, a la mayoría de las longitudes de onda entre el infrarrojo y el microondas, y a la mayoría de las ondas de radio más largas. Esto sólo deja a la luz visible, algo del ultravioleta e infrarrojo y a las ondas de radio cortas penetrar la atmósfera y traer información acerca del universo a nuestros ojos e instrumentos anclados en la Tierra. Los principales rangos de frecuencia permitidos para pasar a través de la atmósfera están referidos a la ventana de radio y a la ventana óptica. La ventana de radio comprende al rango de frecuencias desde cerca de 5 MHz a más de 300 GHz (longitudes de onda de casi 100 m hasta alrededor de 1 mm). El extremo de baja frecuencia de esta ventana está limitado por la absorción de la señal en la ionósfera, mientras que el límite superior está determinado por la atenuación de la señal causada por el vapor de agua y el dióxido de carbono en la atmósfera.

La ventana óptica, y por tanto la astronomía óptica, pueden verse severamente limitadas por las condiciones atmosféricas tales como las nubes y la contaminación del aire, además de la interferencia de la luz artificial y por la literalmente enceguecedora interferencia de la luz del sol. La radioastronomía no se ve obstaculizada por la mayoría de estas condiciones. Por una parte, se puede proceder a hacer estudios inclusive a plena luz del día. Sin embargo, en las frecuencias más altas en la ventana atmosférica de radio, las nubes y la lluvia pueden causar una atenuación o interferencia de las señales. Por esta razón, los radiotelescopios utilizados para el estudio de longitudes de onda sub-milimétricas se construyen en montañas de gran altura, en donde la atmósfera  ha tenido menos posibilidades de atenuación. (Por el contrario, la mayoría de los radiotelescopios son construidos en lugares de menor altura para aliviar problemas con la interferencia generada por los humanos, como será explicado en el capítulo 6).

Líneas de Absorción y de Emisión

Como fue descrito en el capítulo 3, un objeto de cuerpo negro emite radiación en todas las longitudes de onda. Sin embargo, cuando la radiación pasa a través de un gas, algunos de los electrones en los átomos y moléculas del gas absorben parte de la energía al pasar. Las longitudes de onda particulares de energía absorbidas son únicas para el tipo de átomo o molécula. La radiación que emerge de la nube de gas por tanto carecerá de aquellas longitudes de onda específicas, produciendo un espectro con líneas de absorción oscuras.

Los átomos o moléculas en el gas, luego, re-emiten la energía en las mismas longitudes de onda. Si pudiéramos observar esta energía re-emitida con un poco o no de luminosidad posterior (por ejemplo, cuando miramos las nubes de gas en el espacio entre las estrellas), veremos las emisiones de líneas brillantes sobre un fondo oscuro. Las líneas de emisión están en las frecuencias exactas de las líneas de absorción para un gas dado. Este fenómeno es conocido como las leyes de Kirchhoff del análisis espectral:

1. Cuando un espectro continuo es visto a través de algún gas frío, las líneas espectrales oscuras (llamadas líneas de absorción) aparecen en este espectro.

2. Si el gas es visto en un ángulo lejano desde la fuente del espectro continuo, un patrón de líneas espectrales brillantes (llamadas líneas de emisión) es visto contra un fondo oscuro.

El mismo fenómeno está activo en las porciones no-visibles del espectro, incluyendo el rango de radio. Como la radiación pasa a través de un gas, ciertas longitudes de onda son absorbidas. Aquellas mismas longitudes de onda aparecen en la emisión cuando el gas es observado en un ángulo con respecto a la fuente de radiación.

¿Por qué los átomos sólo absorben la energía electromagnética de una longitud de onda en particular? Y ¿Por qué emiten energía sólo de estas mismas longitudes de onda? Lo que sigue aquí es una explicación resumida, pero para una mayor comprensión, consulte el libro Universo de Kaufmann, páginas 90-96.

Las respuestas están en la mecánica cuántica. Los electrones en un átomo pueden estar en un número de estados de energía permitidos. En el estado fundamental del átomo, los electrones están en sus estados de energía más bajos. Para saltar a uno de un número limitado de niveles de energía más altos, el átomo debe ganar una cantidad muy específica de energía. Por el contrario, cuando el electrón “cae” a un estado de energía más bajo, libera una cantidad de energía muy específica. Estos paquetes discretos de energía se denominan fotones.

Por lo tanto, cada línea espectral corresponde a una transición particular entre estados de energía de los átomos de un elemento particular. Una línea de absorción se produce cuando un electrón salta desde un estado de energía inferior a un estado de energía superior, extrayendo el fotón requerido desde una fuente de energía externa, como el espectro continuo de un objeto brillante y caliente. Una línea de emisión se forma cuando el electrón cae de regreso a un nivel de energía inferior, liberando un fotón.

En el siguiente diagrama se muestra la absorción y emisión de fotones de un átomo utilizando el modelo de Niels Bohr de un átomo de hidrógeno, donde los variados niveles de energía del electrón están representados como diferentes órbitas alrededor del núcleo. (Sabemos que este modelo no es literalmente cierto, pero es útil para describir el comportamiento del electrón). Las diversas series de líneas de absorción y emisión representan diferentes rangos de longitudes de onda en el espectro continuo. La serie de Lyman, por ejemplo, incluye líneas de absorción y emisión en la parte ultravioleta del espectro.

La líneas de emisión y absorción también son vistas cuando los iones de cargas opuestas se recombinan a un estado eléctricamente neutro. El así formado átomo neutro está altamente excitado, con sus electrones transitando entre estados, emitiendo  y absorbiendo fotones. Las líneas de emisión y absorción resultantes son llamadas líneas de recombinación. Algunas líneas de recombinación se producen en frecuencias relativamente bajas, bien dentro del rango de radio, específicamente en las de iones de carbono.

Las moléculas, como también los átomos, en sus fases de gas también absorben bandas de frecuencia estrecha características de radiación que pasan a través de ellos. En el microondas y en largas porciones de longitudes de onda del infrarrojo del espectro estas líneas se deben al movimiento rotacional cuantizado de la molécula. Las frecuencias precisas de estas líneas de absorción pueden ser utilizadas para determinar especies moleculares.  Este método es válioso para detectar moléculas en nuestra atmósfera, en las atmósferas de otros planetas, y en el medio interestelar. Las moléculas orgánicas (es decir, aquellas que contienen carbono) han sido detectadas en el espacio en gran abundancia usando la espectroscopía molecular. Este método se ha convertido en un área extremadamente importante de investigación en radioastronomía.

Como se verá en el capítulo 5, las líneas de emisión y absorción en todos los espectros de origen extraterrestre pueden ser desplazadas o bien hacia las frecuencias altas (azul) o hacia las bajas (rojo), debido a una variedad de mecanismos.

Recapitulación

1. La ventana atmosférica de radio de la Tierra permite que pasen a través de ella frecuencias de alrededor de ________ a ________.

2. Cuando un espectro continuo es visto a través de un gas frío _____________________ oscuras aparecen en el espectro.

3. Cada línea espectral corresponde a una _______________ particular entre estados de energía de átomos o moléculas particulares.

4. El método de identificación de moléculas en las atmósferas por observación de sus líneas de absorción es llamado ____________________________.

5. Las líneas de _______________ se producen cuando iones de cargas opuestas se recombinan a un estado neutro, pero muy excitado.

Respuestas: 1. 5 MHz, 300 GHz – 2. Líneas de absorción – 3. Transición – 4. Espectroscopía molecular -  5. Recombinación.

Para más estudio:

• Atmospheric windows: Kaufmann, 116-117; Wynn-Williams, 13-15; Morrison et al., 141, 169-172.
• Spectral lines: Kaufmann, 90-96; Wynn- Williams, 18-27.

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Reflexión

La radiación de radiofrecuencia generalmente viaja a través del espacio en línea recta. Las ondas de radiofrecuencia pueden ser reflejadas por determinadas sustancias, muchas, de la misma manera como la luz es reflejada por un espejo. El ángulo con el que se refleja una onda de radio desde una superficie metálica lisa, por ejemplo, será igual al ángulo con el que se acercó a la superficie. En otras palabras, el ángulo de reflexión de las ondas de radiofrecuencia es igual a su ángulo de incidencia.

Este principio de reflexión de la radiofrecuencia se usa en el diseño de la antena para enfocar las ondas de transmisión en un haz estrecho y para recoger y concentrar las señales de radiofrecuencias recibidas a un receptor. Si un reflector está diseñado con la superficie reflectante en forma de paraboloide, las ondas electromagnéticas se acercarán paralelas al eje de la antena y se reflejarán y se centrarán sobre la superficie del reflector en el cuerno de alimentación. Este modelo es llamado de foco primario y proporciona una gran apertura (es decir, el área de superficie de la antena) que es necesaria para recibir señales muy débiles.

Sin embargo, un problema importante con el modelo de foco primario para las antenas de gran apertura es que el equipo requerido para este foco es pesado y la estructura de apoyo tiende a ceder bajo el peso del equipo, por lo que afecta a la calibración. Una solución es el modelo de foco Cassegrain. Las antenas Cassegrain agregan una superficie reflectora secundaria para “doblar” las ondas electromagnéticas de vuelta a un foco cercano al reflector primario. Las antenas Deep Space Network (incluyendo el GAVRT) son de este diseño, ya que tiene capacidad para aberturas grandes y es estructuralmente fuerte, permitiendo que el equipo voluminoso se ubique más cerca del centro de gravedad de la estructura.

Las propiedades de reflexión de las ondas electromagnéticas también se han utilizado para investigar los planetas usando una técnica llamada radar planetario. Con esta técnica, las ondas electromagnéticas se transmiten al planeta, donde se reflejan en la superficie de éste y se reciben en una de las muchas estaciones receptoras de la Tierra. Usando técnicas de procesamiento muy sofisticado de la señal, las estaciones de recepción diseccionan y analizan la señal en términos de tiempo, amplitud, fase y frecuencia. La aplicación de esta técnica de radar en el JPL , llamado Goldstone Solar System Radar (GSSR), se ha utilizado para desarrollar imágenes detalladas y mediciones de varios de los asteroides del cinturón principal y de los cercanos a la Tierra.

Refracción

La refracción es la desviación o inclinación de las ondas electromagnéticas cuando pasan de un tipo de medio transparente hacia otro. El índice de refracción es la relación entre la velocidad de la energía electromagnética en el vacío y la velocidad de la energía electromagnética en el medio observado. La ley de la refracción establece que las ondas electromagnéticas que pasan de un medio a otro (de un índice de refracción diferente) se inclinan en su dirección de desplazamiento.

Por lo general, las sustancias de mayor densidad tienen altos índices de refracción. El índice de refracción del vacío, por definición, es de 1.0. El índice de refracción del aire es de 1.00029, el del agua es de 1.3, el del vidrio es de cerca de 1.5, y el de los diamantes es de 2.4. Puesto que el aire y el vidrio tienen diferentes índices de refracción, la trayectoria de las ondas electromagnéticas en movimiento del aire al vidrio a un ángulo se inclinará hacia la perpendicular a medida que viajan en el vidrio. Del mismo modo, la trayectoria se inclinará en la misma extensión de distancia de la perpendicular al salir al otro lado del vidrio.

De manera similar, las ondas electromagnéticas al entrar en la atmósfera de la Tierra desde el espacio son levemente inclinadas por la refracción. La refracción atmosférica es mayor para la radiación de fuentes cercanas al horizonte (por debajo de 15 º de elevación) y hace que la altura aparente de la fuente sea mayor que la altura real. Al rotar la Tierra y el objeto gana altura, el efecto de la refracción decrece, convirtiéndose en cero en el cenit (directamente sobre la cabeza). El efecto de la refracción de la luz del sol agrega unos 5 minutos a la luz del día en latitudes ecuatoriales, ya que el sol aparece más alto en el cielo de lo que realmente está.

Fase

Tal como se aplica a las ondas de radiación electromagnética, la fase es la medida relativa a la alineación de dos formas de onda de frecuencia similar. Se dice que están en fase si los picos y valles de las dos ondas coinciden con el tiempo. Se dice que están desfasadas en la medida en que no coinciden. La fase se expresa desde 0 a 360 grados.

Centelleo

Como las ondas electromagnéticas viajan a través de la atmósfera terrestre, pasan a través de áreas de variada presión, temperatura y contenido de agua. Este medio dinámico hace que varíen rápidamente los índices de refracción, provocando que las ondas tomen diferentes trayectorias a través de la atmósfera. La consecuencia es que en el punto de observación, las ondas estarán desfasadas y aparecerán variando en intensidad. El efecto en el rango visual es que las estrellas parecen titilar y en vistas distantes en el horizonte parecen resplandecer (por ejemplo, cuando vemos espejismos de “agua” a lo lejos en un desierto caluroso). En el rango de radio, el mismo fenómeno se denomina centelleo. Los medios interplanetario e interestelar pueden tener un efecto similar sobre las ondas electromagnéticas que pasan a través de ellos.

Una estrella centelleará o titilará más violentamente cuando se encuentre a baja altura sobre el horizonte, así su radiación pasa a través de la gruesa capa de la atmósfera. Un planeta, que parece un disco pequeño, en lugar de un punto, por lo general centelleará mucho menos que una estrella, porque las ondas de luz de un lado del disco son “promediadas” con las ondas de luz procedentes de otras partes del disco alisando la imagen total. La tecnología ha sido desarrollada para que los telescopios de radio y ópticos cancelen de manera significativa los cambios de fase observados para una determinada fuente, por lo tanto se corrige la distorsión resultante. Esta tecnología no está implementada en el GAVRT.

Rotación de Faraday

La rotación de Faraday (o efecto Faraday) es una rotación del plano de polarización de las ondas electromagnéticas polarizadas linealmente a su paso por un campo magnético en un plasma. Una onda polarizada linealmente puede considerarse como la suma de dos ondas polarizadas circularmente de mano opuesta. Es decir, una onda está polarizada a la derecha y la otra está a la izquierda. (Ambas ondas están en la misma frecuencia). Cuando la onda polarizada linealmente pasa a través de un campo magnético, el componente derecho de la onda polarizada se desplaza ligeramente más rápido que el componente izquierdo de la misma. A distancia, este fenómeno tiene el efecto de rotar el plano de la onda polarizada linealmente. Una medida de la cantidad de rotación puede dar un valor de la densidad de un plasma.

Recapitulación

1. El ángulo de reflexión de la radiación electromagnética de una superficie es igual al ángulo de _______________.

2. Para un radiotelescopio, la atmósfera de la Tierra causa la refracción de la radiación de una fuente de tal manera que la fuente aparece (más alta / más baja) ____________ de lo que realmente está.

3. La relación de la velocidad de la energía electromagnética en el vacío a su velocidad en un medio dado es el_________________ del medio.

4. El centelleo es causado por las ondas electromagnéticas que están ______________ después de pasar a través de un medio dinámico.

5. La rotación de Faraday se produce cuando una _______________de la onda electromagnética cambia a medida que pasa a través de líneas magnéticas de fuerza paralela a la onda y se mueve en la misma dirección.

Respuestas: 1. Incidencia – 2. Más alta – 3. Indice de refracción – 4. Desfasadas – 5. Polarización.

Para más estudio:

• Reflection, refraction, and telescope design: Kauffmann, 102-116; Morrison et al., 140-147, 150-158, 161-178.
• Radio metrics: http://deepspace.jpl.nasa.gov/920/public/923tech/95_20/radio.htm; Morrison et al., 95-96,167-168, 187-188.
• Faraday rotation: Wynn-Williams, 108-110.

Fuente: Basics of Radio Astronomy.

Muchos de los proponentes del 2012 reclaman que el 21 de Diciembre del 2012 ocurrirá un alineamiento entre la Tierra, el Sol y el centro geométrico de la galaxia debido a la precesión y que este alineamiento hará que algo ocurra.

Esta afirmación falla la “prueba de olfato” como lo indica un artículo en Daily Common Sense. DCS vuelve a publicar una sección de pregunta-respuesta del sitio de la NASA “Pregunta un astrobiólogo”, donde David Morrison llama a esta idea “un engaño de internet”. Morrison escribió sobre sus experiencias en relación a esta pregunta, y muchas veces fue amenazado y acosado [2].

John Major Jenkins

John Major Jenkins afirma que los Mayas configuraron su calendario a esta fecha porque creían que el amanecer del día del solsticio se elevaría a través de una “grieta oscura“, la cual es una característica claramente visible en los cielos oscuros [2]. Desde su punto de vista no es un alineamiento “exacto”, pero uno “aproximado”.

Ahora, muchos significados surgen de la palabra “exacto” en este contexto. En cuanto a un alineamiento exacto con el plano de la Vía Láctea, eso ocurrió en 1998. Incluso el mismo Jenkins reconoce este hecho [3]. Y aún así no fue un alineamiento con el centro de la Vía Láctea. Eso no ocurrió en 1998 y no ocurrirá en el 2012.

No hay alineamientos exactos.

Un alineamiento “exacto” no es posible, ya que el centro de la Galaxia no está en el plano de la órbita de la Tierra. Está fuera por 5 grados y medio. Como comparación, el disco del Sol tiene aproximadamente 1/2 grado de ancho. Esto significa que el sol estará a una distancia de 11 veces de su propio diámetro al hacer una línea por el centro de la galaxia el 21 de diciembre de 2012.

La línea de la Tierra y el Sol se acercan al alineamiento con el centro dos veces al año, en los solsticios. Por supuesto, recordamos la plaga de saltamontes, hambrunas, muertes y destrucción que llueven de los cielos todos los 21 de Diciembre y Junio, ¿no cierto? ah…¿o no? No hay males que se hayan detectado hasta el momento, ¿no hay enjambres o terremotos, no hay plagas de saltamontes? Oh, que curioso.

Ecuador Galáctico

Debería tomarse en cuenta que el ecuador galáctico es arbitrario. Es una aproximación del centro de masa del disco galáctico y es un concepto completamente humano y de hecho es un concepto humano moderno, y no tiene significado real mas que darnos un marco de referencia. No corresponde con ningún objeto o ubicación física.

Esta es una imagen tomada por uno de los sitios que proponen el 2012. Su sentido es mostrar las posiciones del solsticio del Sol hace 3000 años, hace 1500 años y en el 2012. Si esto fuese todo lo que tuvieses que mirar, podrías estar tentado a estar de acuerdo con la conclusión del sitio, que habrá un espectacular y rara alineación el 21 de Diciembre del 2012. Sin embargo, un aviso en el foro de Respuestas Yahoo “Astronomía y Espacio”, Geoff Gaherty, tiene un buen artículo que fue publicado en el boletín de Starry Night Times donde desmiente este reclamo en particular usando el programa Starry Night, el cual incluye imágenes de mucho mejor resolución que las que usó el proponente. Los aliento a que miren su artículo y comprueben por ustedes mismos que el auto-llamado “alineamiento” es pura mentira. Repito, estamos tratando con la afirmación que el solsticio del sol se alinea exactamente con el centro de la galaxia. Y no lo hace.

Por otra parte, si el proponente afirma (como lo hace Jenkins) que estamos hablando de un alineamiento cercano, entonces ¿por qué deberíamos limitarnos solamente al año 2012? ¡Deberíamos estar viendo los “efectos” de este alineamiento desde 1998!

Conclusión

En conclusión: Un alineamiento con el centro de la galaxia es imposible. Hemos mostrado que en el solsticio de Diciembre del 2012, el sol estará lejos casi 6 grados de su centro geométrico de la galaxia, o alrededor de 11 diámetros solares.

Notas:

Anthony Aveni, un astrónomo e investigador Maya, entrega una discusión fácil de leer y muy buena sobre este tema en la pág. 53ff de [1]. Una de las objeciones de Aveni en relación a la afirmación de Jenkins sobre la importancia para los Mayas del alineamiento del solsticio fue que Jenkins basó sus afirmaciones en un alineamiento en sólo una cancha de juego de pelota en Izapa, lo cual fue un lugar perisférico y previo a la cultura Maya, es decir, no-Maya.

La segunda objeción es que la cancha de juego en cuestión (la del grupo F) no se alinea exactamente con la dirección del Solsticio. Como el mismo Jenkins lo reconoce en los últimos párrafos de su artículo, la alineación es “en realidad de un grado o dos” fuera de lugar. Eso no suena como mucho, pero corresponde a la diferencia de varios días en el cronometraje del alineamiento. Aveni hace notar esto en la pág. 82 de [1] y Jenkins lo hace notar en unos pocos párrafos de este artículo.

En resumen, la cancha de juego en las cual Jenkins clava todas sus conclusiones está en un lugar donde su importancia no queda clara y la alineación entre la cancha con la dirección del solsticio es mucho menos precisa que lo que él da a entender.

Bibliografía

[1] Aveni, Anthony. 2009. The End of Time: The Maya Mystery of 2012, University Press of Colorado, Boulder.
[2] Morrison, David, The Myth of Nibiru and the End of the World in 2012, Skeptical Inquirer, May 2008. Versión en Español
[3] Jenkins, John M, What is the Galactic Alignment?, retrieved 2009-05-29
Fuente Original: 2012 Hoax.org

La astronomía es una de las pocas disciplinas científicas donde los científicos aficionados pueden -y frecuentemente lo hacen- contribuir de manera significativa. Pero ahora los científicos están buscando a las personas con poco o ningún entrenamiento para ayudar con sus investigaciones. A veces buscan ayuda voluntaria para algunas tareas en que los humanos todavía podemos hacerlo mejor que los computadores, como identificar los diferentes tipos de galaxias. Pero cada vez más, están encontrando maneras de lograr que los ciudadanos comunes se involucren.

Los “científicos ciudadanos” se han convertido en una pieza crucial para ayudar a los astrónomos con uno de sus problemas más difíciles: demasiados datos, muy poco tiempo.

Éstos son algunos de los proyectos de astronomía a los cuales te puedes unir:

Caza de meteoritos

El mes pasado, NASA trató de reclutar “cazadores de meteoritos” cuando las cámaras en el Centro Marshall de Vuelos Espaciales registró la trayectoria de un meteoro desde su hogar en el cinturón de asteroides, a sólo 23 millas sobre la superficie de la Tierra. La roca de 60 libras se cree que se estrelló contra el suelo cerca de Scottsboro, Alabama, el 18 de mayo.

“Esta es la primera vez que nuestras cámaras capturan algo que pensamos que haya producido los meteoritos en la superficie”, dijo Cooke. “Si encontramos el de Scottsboro, sabemos exactamente de dónde vino.”

Conocer tanto la ruta que tomó el meteorito como su composición daría a los científicos una visión completa de la vida del meteorito, y están ansiosos de saberlo. Pero después de dos días de búsqueda, la cesta de meteoritos de la NASA llegó vacío.

Así que Cooke llamó a las masas. NASA emitió un comunicado de prensa el 20 de mayo pidiendo a quien encontrara una roca cerca de Scottsboro los llamara.

“La gente contribuye enormemente a la ciencia de meteoros”, dijo Cooke. “Mi esperanza era que cayera en la granja de alguien, y pensara: “¿Dónde diablos proviene esta roca?”

Hasta ahora nadie ha encontrado la roca que ha estado buscando Cooke.

Siguiente proyecto:

Los mecanismos de las Emisiones Electromagnéticas

Objetivos: Una vez completado este capítulo, podrá describir la diferencia entre radiación termal y no termal y dar algunos ejemplos de cada uno. Podrá distinguir entre curvas de radiación termales y no termales. Podrá describir la importancia de la línea de hidrógeno de 21 cm en radioastronomía.

Si el material en este capítulo no es familiar para ud. no se desaliente si no entiende todo la primera vez. Algunos de estos conceptos son un poco complicados y pocos no-científicos tienen conciencia de estos conceptos. Sin embargo, al irse familiarizando, hará que sus actividades radio astronómicas sean mucho más interesantes y significativas.

¿Qué causa una emisión de radiación electromagnética en diferentes frecuencias? Afortunadamente para nosotros, estas diferencias de frecuencia, junto con otras pocas propiedades que podemos observar, nos dan mucha información sobre la fuente de la radiación, como también el medio por el cual ha viajado.

La radiación electromagnética es producida tanto por mecanismos termales o no termales.

Algunos ejemplos de radiación termales son:

- Emisiones de espectro continuo, relacionadas con la temperatura del objeto o material.
- Emisiones de frecuencia específica del hidrógeno neutral y otros átomos y moléculas.

Algunos ejemplos de emisiones no termales son:

- Emisiones debidos a la radiación Sincrotrón.
- Emisiones amplificadas debido a másers astrofísicos.

Radiación Termal

¿Sabía que cualquier objeto que contenga alguna energía de calor emite radiación? Cuando está acampando,  si pone una gran piedra en la fogata por un tiempo, y luego la saca, la roca emitirá la energía que fue absorbida como radiación, que puede sentir como calor si mantiene su mano a unos centímetros cerca. Los físicos llamarían a la piedra un “Cuerpo negro” porque absorbe toda la energía que alcanza, y luego emite la energía en todas las frecuencias (aunque no igualmente) al mismo rango que absorbe energía.

Toda la materia en el universo conocido se comporta de esta manera.

Algunos objetos astronómicos emiten mayormente radiación infrarroja, otros mayormente luz visible, otros mayormente radiación ultravioleta. La única mayor propiedad de los objetos que determina su radiación que emiten es su temperatura.

En los sólidos, las moléculas y átomos están vibrando continuamente. En un gas, las moléculas se mueven a toda velocidad, continuamente chocando entre ellas. Cualquiera sea la cantidad de movimiento molecular en la materia, la velocidad está relacionada con la temperatura. Mientras más caliente sea el material, más rápido se mueven o vibran sus moléculas.

La radiación electromagnética es producida cada vez que las cargas eléctricas se aceleran – eso es, cuando hayan cambiado tanto su velocidad o dirección en su movimiento. En un objeto caliente, las moléculas están continuamente vibrando (si es sólido) o chocando entre si (si es líquido o gas), lanzándose hacia afuera en diferentes direcciones y en diferentes velocidades. Cada una de estas colisiones produce radiación electromagnética en frecuencias a través de todo el espectro electromagnético. Sin embargo, la cantidad de radiación emitida en cada frecuencia (o banda de frecuencia) depende de la temperatura del material que produce la radiación.

Resulta que mientras más corta sea la longitud de onda (o mayor su frecuencia), más energía transporta la radiación. Cuando estás afuera en un dia soleado y tu piel comienza a sentirse caliente, ese calor no  es lo que debe preocuparte si tu piel se quema fácilmente. La mayoría del calor que sientes es el resultado de la radiación infrarroja golpeando la superficie de tu piel. Sin embargo, es la frecuencia más alta – y más alta energía – de radiación ultravioleta que penetra la superficie de la piel, que estimula las capas más profundas para producir melanina que da esa tonalidad bronceada – o una fea quemazón. Los rayos X, que están a mayores frecuencias, tienen suficiente energía para pasar a través de la piel y otros tejidos suaves. Así es como se pueden revelar los huesos y tejidos blancos de variadas densidades con los sistemas de escaneos usadas en medicina.

Cualquier materia que esté calentada sobre el cero absoluto genera energía electromagnética. La intensidad de la emisión y la distribución de frecuencias del espectro electromagnético dependen de la temperatura de la materia emisora. En teoría, es posible detectar energía electromagnética en cualquier objeto en el universo. Las estrellas visibles irradian una gran cantidad de energía electromagnética. Mucha de la energía tiene que estar en la parte visible del espectro – de otro modo no serían estrellas visibles! Parte de la energía tiene que estar en parte del espectro de microondas (onda de radio corta) y esa es la parte que los astrónomos estudian usando radio telescopios.

Características de los Cuerpos Negros

Tienen las siguientes características:

1. Un cuerpo negro con una temperatura mayor al cero absoluto emite cierta energía en todas las longitudes de onda.

2. Un cuerpo negro a temperaturas más altas emite más energía en todas las longitudes de onda que las más frias.

3. Mientras más alta la temperatura, más corta es la longitud de onda en la cual la energía máxima es emitida.

Para ilustrar, en un escenario con menor temperatura, un hornilla en una cocina eléctrica emite radiación infrarroja, la cual es transferida a los otros objetos (tales como ollas y comida) mientras se calienta. A una temperatura más alta, también emite luz roja (frecuencia más baja dentro del rango de luz visible). Si el circuito eléctrico pudiera entregar suficiente energía, mientras la temperatura se incrementa más allá, el quemador se volvería amarillo, o incluso azul-blanco.

El sol y otras estrellas pueden (para la mayoría de los casos) ser considerados cuerpos negros. Asi que podemos estimar temperaturas de estos objetos basados en las frecuencias de radiación que emiten,en otras palabras, de acuerdo a su espectro electromagnético.

En cuanto a la radiación producida por mecanismos térmicos, la siguiente tabla da algunos ejemplos de rangos de longitud de onda, las temperaturas de la materia emisora en ese rango, y algunos ejemplos de fuentes tales como la radiación térmica.

Mientras más caliente el objeto, más corta es la longitud de onda de la radiación que emite. De hecho, a altas temperaturas, se emite más energía en todas las longitudes de onda. Pero el punto más alto, o peak de energía es irradiado a longitudes de onda más cortas para temperaturas más altas. Esta relación es conocida como La Ley de Wien.

Un rayo de radiación electromagnética puede ser estimado como una corriente de pequeños paquetes de energía llamados fotones. La Ley de Planck dice que la energía transportada por un fotón es directamente proporcional a su frecuencia. Para llegar al valor de energía exacta, la frecuencia es multiplicada por la constante de Planck, la cual puede ser encontrada experimentalmente en 6.625 x 10^-27 erg seg. (la erg es la unidad de energía).

Si sumamos las contribuciones de todas las partes del espectro electromagnético, obtenemos el total de energía emitida por el cuerpo negro sobre todas las longitudes de onda. La energía total, emitida por segundo por metro cuadrado por el cuerpo negro en una temperatura dada es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta. Esta relación es conocida como La Ley Stefan – Boltzmann. Si el sol, por ejemplo, fuera dos veces tan caliente de lo que es al mismo tamaño, eso es, si su temperatura fuera de 11.600K, podría irradiar 2^4, o 16 veces más energía de lo que hace ahora.

La densidad de flujo de la radiación es definida como la energía recibida por unidad de área y por unidad de frecuencia de ancho de banda. Los astrónomos también consideran la luminosidad de la radiación, el cual es un cálculo matemático más preciso de la energía recibida por unidad de área, para una frecuencia de ancho de banda en particular, y también considerando el ángulo de incidencia en la superficie medida (en todas sus frecuencias) y asi, la temperatura es relacionada con el objeto emisor y la longitud de onda de la radiación recibida.

La variación de brillo con frecuencia se llama espectro de brillo. El poder espectral es la energía observada por unidad de tiempo para un ancho de banda con una frecuencia específica.

Una gráfica de un espectro de brillo muestra su luminosidad de la radiación recibida de una fuente y varía por frecuencia y longitud de onda. En la trama inferior, se muestra la luminosidad de los cuerpos negros en variadas temperaturas en la escala vertical y la longitud de onda se muestra en la escala horizontal.

Lo más importante que cabe destacar sobre estas gráficas es que las curvas nunca se cruzan entre si. Por tanto, en cualquier frecuencia, hay sólo una temperatura para cada brillo. Asi que, si puede medir la luminosidad de la energía en una frecuencia dada, se sabrá la temperatura del objeto emisor!

A pesar de sus temperaturas, no todas las estrellas visibles son emisoras de radio frecuencias. Podemos detectarlas sólo:

- Si emiten bajo mecanismos no-térmicos (descritas a continuación) o
- Si estan en nuestro sistema solar (eso es, nuestro sol) o
- Si hay gas más allá de la estrella del cual está emitiendo (por ejemplo, un viento estelar).

El resultado, es que las estrellas más calientes y más brillantes emiten más energía a frecuencias sobre el rango visible que las que están bajo estas. Tales estrellas son conocidas por su radiación atómica y de rayos X. Sin embargo, los generadores termales intensos tales como nuestro propio sol emiten suficiente energía en las frecuencias de radio para hacerlos buenos candidatos para los estudios radioastronómicos. La Vía Láctea emite radio energía tanto termal como no termal, dando a los radioastrónomos una rica variedad de información para ponderar.

Nuestras observaciones de radiación de origen termal tienen dos características que pueden ayudar a distinguirlas de otros tipos de radiación. La radiación termal reproduce en un altavoz un silbido estático puro y la energía de la radiación de origen termal comunmente se incrementa con la frecuencia.

Emisiones continuas de Gas Ionizado.

La radiación de cuerpos negros termales también es emitida por gases. Los plasmas son gases ionizados y son considerados un cuarto estado de la materia, luego de los estados sólido, líquido y gaseoso. De hecho, los plasmas son la forma de materia más común en el universo conocido (constituyendo hasta el 99% de ella!) ya que ocurren dentro de las estrellas y del gas interestelar. Sin embargo, que ocurran plasmas naturales en la Tierra es algo muy raro ya que las temperaturas no son suficientes para producir el grado de ionización necesaria. El destello de un rayo o el resplandor de la aurora borealis son ejemplos de plasmas. Pero más allá de la atmósfera de la Tierra está el plasma abarcando la radiación del cinturón Van Allen y el viento solar.

Un átomo en un gas se ioniza cuando otro átomo lo bombardea con suficiente energía para noquear al electrón, así dejando un ión positivamente cargado y un electrón negativamente cargado. Una vez separados, las partículas cargadas tienden a recombinarse con sus opuestos en un rango dependiente en la densidad de los electrones. Nuevamente, la energía cinética de los átomos colisionados tienden a separarlos en un electrón e ión positivo, haciendo el proceso continuamente indefinido. El gas siempre tiene alguna porción de átomos neutrales ionizados.

Mientras se mueven las partículas cargadas, pueden generar concentraciones locales de cargas positivas o negativas, el cual eleva campos magnéticos o eléctricos. Estos campos afectan el movimiento de otras partículas cargadas a distancia. Un gas ionizado se convierte en plasma Cuando suficientes átomos están ionizados para que el gas muestre su comportamiento colectivo.

Cada vez que una gran cantidad de iones libres y cargados opuestamente coexistan en un espacio relativamente pequeño, la combinación de sus reacciones puede agregar una radiación de radio frecuencia ancha, intensa y continua. Tales condiciones prevalecen alrededor de estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, e incluso planetas, como Júpiter siendo al menos uno que conocemos.

Emisiones de Lineas espectrales de átomos y moléculas

Mientras el mecanismo detrás de las emisiones de energía termales de los gases ionizados involucra a los electrones separándose de los átomos, las emisiones lineales del hidrógeno neutral y otros átomos y moléculas
involucra los estados de energía cambiantes de los electrones dentro del átomo, emitiendo un fotón de energía en una longitud de onda característica de ese átomo. Así, el mecanismo de radiación es llamado linea de emisión, en vista que la longitud de onda de cada átomo ocupa una discreta “linea” en el espectro electromagnético.

En el caso de átomos de hidrógenos neutrales (no ionizados), en su estado más bajo de energía, el protón y el electrón giran en direcciones opuestas. Si el átomo de hidrógeno adquiere una leve cantidad de energía al colisionar con otro átomo o electrón, el giro del protón y el electrón en el átomo de hidrógeno se pueden alinear, dejando el átomo en un estado un poco más excitado. Si el átomo después pierde esa cantidad de energía, vuelve a su estado base. La cantidad de energía perdida es aquella asociada con el fotón de 21.11 cm de longitud de onda (frecuencia 1428 MHz).

El hidrógeno es el elemento clave en el Universo. En vista que es el componente principal del gas interestelar, frecuentemente se analiza una región de espacio interestelar en vista de si su hidrógeno es neutral, en tal caso lo llamamos una región HI, o si es ionizada, se llama una región H II.

Algunos investigadores involucrados en la búsqueda de inteligencia extraterrestre han razonado que otras especies inteligentes pueden usar esta emisión de onda con longitud de onda universal de 21 cms en el hidrógeno neutral para codificar un mensaje; de esta forma, estos investigadores han sintonizado sus antenas especificamente para detectar modulaciones en esta longitud de onda. Pero, las observaciones de esta longitud nos han dado mucha más información sobre el medio interestelar y sus ubicaciones y la extensión del frío gas interestelar.

Recapitulación

1. Un objeto que absorbe y re-emite toda su energía que le llega sin ningún reflejo es un __________________
2. La radiación del cuerpo negro desde un objeto caliente es (más azul/ más rojo) __________________ que la radiación del cuerpo negro de un objeto más frio.
3. Mientras más caliente el objeto, más ______________ es la longitud de onda del rango peak de la radiación emitida por el cuerpo negro.
4. La Ley de Planck dice que la cantidad de energía transportada por un fotón es directamente proporcional a su  ___________________.
5. La cantidad total de energía en todas las longitudes de onda emitidas por un cuerpo negro, por metro cuadrado por segundo, es proporcional al ____________________ potencia de su temperatura absoluta.
6. Una gráfica del espectro de brillantez muestra la luminosidad de radiación recibida de una fuente en varias ______________________ o ______________.
7. La radiación electromagnética de los cuerpos negros, gas ionizado y las lineas de emisión de los átomos y moléculas pueden todas ser generadas por mecanismos ________________________.
8. Los gases ionizados y calientes se llaman ______________________.
9. Las longitudes de onda de 21.11 cms están asociados con las lineas de emisión termal del ___________________
10.Debido a que las curvas del cuerpo negro no se cruzan, si tu sabes la luminosidad de un cuerpo negro en una frecuencia dada, también podrás conocer su ___________________.

Para más estudio:

• Thermal radiation: Kaufmann, 84-89.
• Wien’s Law and Stefan-Boltzmann Law: Kaufmann, 87-88, 197; Wynn-Williams,
28, App. G and H.
• Planck’s constant: Wynn-Williams, 12.
• Plasmas: Wynn-Williams, 43-54.
• Spectral line emissions: Kaufmann, 90-96; Morrison et al., 112-120.
• 21-cm emission line from neutral hydrogen: Kaufmann, 460; Wynn-Williams, 30-42.

Respuestas:

1. Cuerpo negro
2. Más azul
3. Más corto
4  Frecuencia
5. cuarta
6. Longitudes de onda, frecuencias
7. Termal
8. Plasmas
9. Hidrógeno neutral
10.Temperatura

Traducción: Tiare Rivera

Link Original: http://www2.jpl.nasa.gov/radioastronomy/

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Mecanismos No-Térmicos
Traducción: Consuelo González

La radiación también es producida por mecanismos no relacionados a la temperatura del objeto (esto es, radiación térmica). Aquí hablaremos de algunos ejemplos de radiación no-térmica.

Radiación Sincrotrón

A pesar del gran número de fuentes de emisiones térmicas, mucha de la radiación de nuestra propia galaxia, particularmente la radiación de fondo descubierta por Jansky, y la mayor parte de las provenientes desde otras galaxias, son de origen no-térmico. El principal mecanismo detrás de este tipo de radiación no tiene que ver con la temperatura, sino más bien con el efecto de las partículas cargadas que interactúan con los campos magnéticos. Cuando una partícula cargada entra en un campo magnético, el campo la obliga a moverse en una trayectoria circular o espiral alrededor de las líneas de fuerza magnética. La partícula es, por lo tanto, acelerada e irradia energía. Bajo condiciones no-relativistas (es decir, cuando las velocidades de las partículas están por debajo de la velocidad de la luz), esta radiación ciclotrón no es lo suficientemente fuerte como para tener mucha importancia astronómica. Sin embargo, cuando la velocidad de la partícula llega a casi la velocidad de la luz, emite una forma de radiación ciclotrón mucho más fuerte llamada radiación sincrotrón.

Los quásares (que se describen en el capítulo 6) son una fuente de radiación sincrotrón, no sólo en longitudes de onda de radio, sino que también en longitudes de onda visibles y de rayos X.

Una diferencia importante entre la radiación térmica versus los mecanismos no-térmicos es que, mientras la intensidad (energía) de la radiación térmica aumenta con la frecuencia, la intensidad de la radiación no-térmica por lo general disminuye.

Máseres

Los máseres astronómicos son otra fuente de radiación no-térmica. “Maser” es la abreviatura en ingles de Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (en español, amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación). Los máseres son sitios muy compactos dentro de las nubes moleculares en donde la emisión de ciertas líneas pueden ser enormemente amplificadas. El medio interestelar contiene sólo un puñado de especies de moléculas tales como el agua (H2O), los radicales del hidroxilo (OH), el monóxido de silicio (SiO) y el metanol (CH3OH). Normalmente, debido a la escasez de estas moléculas, sus emisiones de línea serían muy difíciles de detectar con cualquier instrumento a una resolución muy cruda. Sin embargo, a causa del fenómeno de “Masing” (amplificación por estimulación), ¡estas nubes pueden ser detectadas en otras galaxias!

En términos simples, el “masing” se produce cuando las nubes de estas moléculas se encuentran con un campo de radiación intensa, como el de una fuente cercana en una estrella luminosa, o cuando colisionan con las moléculas de H2 que son mucho más abundantes. La llamada “inversión de población” se produce cuando hay más moléculas en un estado excitado (es decir, cuando sus electrones han “saltado” a un nivel superior de energía) que aquellas que se encuentran en un estado fundamental estable. Este fenómeno es denominado bombeo. Como la radiación causa que el bombeo viaje a través de la nube, el rayo original es amplificado exponencialmente, emergiendo en la misma frecuencia y fase, pero enormemente amplificado. Algunos máseres emiten tan poderosamente como las estrellas!   Este fenómeno está relacionado con aquel de las emisiones de línea espectral, que se explican en el Capítulo 4.

Por cierto, este mismo principio es utilizado en un dispositivo llamado amplificador de máser, el cual es instalado como elemento en algunos radiotelescopios (aunque no en el Goldstone Apple Valley Radio Telescope) para amplificar la señal recibida por la antena.

Recapitulación

1.- La __________________ es un mecanismo de radiación no-térmica que produce radiación electromagnética mediante la aceleración de partículas cargadas en un campo magnético a una velocidad cercana a la de la luz.

2.- La intensidad de la radiación no-térmica a menudo ____________________ con la frecuencia.

3.- En el medio interestelar, las áreas dentro de las nubes de moléculas en que la radiación que pasa a través de éstas es enormemente amplificada se llaman _______________ astronómicos.

1. Radiación Sincrotrón.
2. Disminuye.
3. Máseres.

Para más estudio:

Synchrotron radiation: Wynn-Williams, 104, 108.

Masers: Kaufmann, 378-379; Wynn Williams, 95-97.

Crédito: Michael Bietenholz

Las propiedades de la Radiación Electromagnética

Traducido por Tiare Rivera para Seti.cl

¿Qué es la Radiación Electromagnética?

“Campo” es un término físico para una región que está bajo la influencia de cierta fuerza que puede actuar en la materia dentro de esa región. Por ejemplo, el Sol produce un campo gravitacional que atrae los planetas en el sistema solar y por tanto influye sus órbitas.

Las cargas eléctricas estacionarias producen campos eléctricos, mientras que las cargas eléctricas en movimiento producen tanto campos eléctricos como magnéticos. Los cambios repetidos y regulares en estos campos producen lo que llamamos radiación electromagnética. La radiación electromagnética transporta energía de un punto a otro. Esta radiación se propaga (mueve) a través del espacio a 299,792 km por segundo (alrededor de 186.000 millas por segundo). Esto significa, que viaja a la velocidad de la luz. Efectivamente, la luz es una de las formas de la radiación electromagnética.

Otras formas de la radiación electromagnética son los rayos X, microondas, radiación infraroja, ondas de radio AM y FM y la radiación ultravioleta. Las propiedades de la radiación electromagnética depende fuertemente de su frecuencia. Las frecuencias de la radiación electromagnética son dadas en Hertz (Hz), llamadas así por Heinrich Hertz (1857-1894), la primera persona en generar ondas de radio. Un Hertz es un ciclo por segundo.

Frecuencia y Longitud de Onda

Tal como la radiación se propaga en una frecuencia dada, tiene una longitud de onda asociada – eso es, la distancia entre sucesivas crestas o sucesivos valles. Las longitudes de onda son generalmente dados en metros (o alguna fracción decimal de un metro) o Angstroms (Å, 10-10 metros).

En vista que todas las radiaciones electromagnéticas viajan a la misma velocidad (en el vacío), el número de crestas (o valles) pasando por un punto dado en el espacio, en una unidad dada de tiempo (digamos, un segundo), varía con la longitud de onda. Por ejemplo, 10 ondas de una longitud de 10 metros pasarán por un punto en la misma longitud de tiempo que le tomaría 1 onda de un largo de 100 metros. En vista que todas las formas de energía electromagnética viajan a la velocidad de la luz, la longitud de onda equivale la velocidad de la luz dividida por la frecuencia de oscilación (moviéndose de cresta a cresta o valle a valle).

En el dibujo inferior, las ondas electromagnéticas están pasando el punto B, moviéndose a la derecha a la velocidad de la luz (comúnmente representada por C, y dado en km/seg) Si medimos a la izquierda de B una distancia D igual a la distancia a la que viaja la luz en un segundo (2.997 X 10 5 hm), llegamos al punto A  a lo largo del tren de ondas, que simplemente pasará el punto B luego de un periodo de 1 segundo (moviéndose de izquierda a derecha). La frecuencia f del tren de onda (eso es, el número de ondas entre A y B) por el largo de cada λ, equivale la distancia D recorrida en un segundo.

En vista que hablamos de frecuencia y radiación electromagnética en términos de oscilaciones por segundo y la velocidad de la luz en términos de distancia recorrida por segundo, podemos decir que:

Ley Cuadrática Inversa de Propagación

Mientras la radiación electromagnética va dejando su fuente, se va esparciendo, viajando en lineas rectas, como si fuera cubriendo la superficie de una esfera de expansión continua. Esta área se incrementa proporcionalmente al cuadrado de la distancia en que la radiación ha viajado. En otras palabras, el área de esta esfera en expansión es calculada en 4πR², donde R es la distancia que la radiación ha viajado, eso es, el radio de la esfera en expansión. La relación es conocida como la Ley Cuadrática Inversa de propagación (electromagnética); que va perdiendo la fuerza de su señal a través del espacio, llamado perdida de espacio. Por ejemplo, Saturno está aproximadamente 10 veces más lejos que el Sol en relación a la Tierra. (La distancia Tierra-Sol es definida como una unidad astronómica UA. Al momento en que la radiación del Sol alcanza Saturno, ya se habrá esparcido 100 veces el área que cubre en una Unidad Astronómica. Por tanto, Saturno sólo recibe 1/100 veces el flujo de energía solar (eso es, energía por unidad de área) que recibe la Tierra.

La Ley Cuadrática Inversa es muy importante en la exploración del Universo. Significa que la concentración de radiación electromagnética disminuye muy rápidamente al incrementarse la distancia desde el emisor. Sea el emisor una nave espacial con un bajo poder de transmisión, una estrella extremadamente poderosa, o una radio galaxia, debido a las grandes distancias y la pequeña área que cubre la Tierra en la gran esfera imaginaria formada por el radio de la energía en expansión, entregará sólo una pequeña cantidad de energía al detector en la Tierra.

El Espectro Electromagnético

La luz es una radiación electromagnética en la que su frecuencia es sensible al ojo humano (y otras especies con visión). Pero el espectro electromagnético no tiene límites superiores ni inferiores de frecuencias. Ciertamente tiene un rango mucho más amplio de frecuencias que puede detectar el ojo humano. En orden de aumento de frecuencia (y disminución de longitud de onda), el espectro elecromagnético incluye: la radio frecuencia (RF), infrarrojo (IR), luz visible, ultravioleta (UV), rayos “X”  y rayos gamma.  Estas designaciones describen sólo frecuencias diferentes del mismo fenómeno: radiación electromagnética.

Las frecuencias mostradas en el siguiente diagrama están dentro del rango de fuentes comunes que generan estas radiaciones y que pueden ser observadas por detectores comunes. Los rangos tales como el microondas, infrarrojo, etc.  Están ordenados en gráficas espectrales gracias a las técnicas artificiales que usamos para producirlos.

La radiación electromagnética con frecuencias entre 5 kHz y 300 GHz se refiere a la radio frecuencia (RF). Las radio frecuencias son divididas en rangos llamados “bandas” tales como la “banda S” “banda X” etc. Los radiotelescopios se pueden afinar para escuchar las frecuencias dentro de ciertas bandas.

Nota:  Las definiciones de “banda” varían levemente entre fuentes diferentes. Estos son valores aproximados.

La Polarización de Onda

Si las ondas electromagnéticas no encuentran barreras mientras viajan a través de un “idealizado” espacio vacío, viajarían en líneas rectas. Como se mencionó al principio de este capítulo, las cargas eléctricas estacionarias producen campos eléctricos, y las cargas en movimiento producen campos magnéticos. En el espacio libre, las direcciones de los campos son ángulos rectos en dirección a la propagación de la onda.

El dibujo inferior muestra parte de un frente de onda que podría aparecer a un observador en el punto indicado en el dibujo. La onda se está moviendo directamente fuera de la hoja. Después de un periodo y medio, el observador verá un patrón de campo similar, excepto que las direcciones de ambos campos eléctricos y magnéticos estarán invertidos.

El campo magnético es llamado vector magnético, y el campo eléctrico es llamado vector eléctrico. Un campo vector tiene tanto una magnitud y una dirección en cualquier punto dado en el espacio. La Polarización de las ondas electromagnéticas es definido como la dirección del vector eléctrico. Si el vector eléctrico se mueve en un ángulo constante con respecto al horizonte, a las ondas se les llama polarizadas linealmente. En la transmisión de ondas de radio, si la polarización es paralelo a la superficie de la Tierra, la onda se le llama polarizada horizontalmente. Si la onda es irradiada en un plano vertical, se dice que es polarizado verticalmente. Las ondas también pueden ser circularmente polarizadas, por el cual el ángulo del vector eléctrico (o magnético) gira sobre una linea (imaginaria) viajando en dirección de la propagación de la onda. La rotación también puede ser a la derecha o izquierda.

La radiación de Radio Frecuencia desde fuentes extraterrestres puede ser polarizado linealmente o circularmente, o lo que sea entre ambas, o sin polarización. La polarización de las ondas les da a los astrónomos información adicional sobre su fuente.

Recapitulación:

1. La radiación electromagnética es producida por cargas regularmente repetidas en campos ____________ y ____________.
2. _________________ es la distancia entre dos ondas de crestas sucesivas.
3. Mientras más corta la longitud de onda, ____ _________ es la frecuencia.
4. La cantidad de energía propagada desde una fuente disminuye proporcionalmente al ___________ de la distancia desde la fuente.
5. El rango de frecuencias en el espectro electromagnético que está bajo (con menos frecuencia que) el rango visible es llamado ___________.
6. Las longitudes de ondas de radio están en el rango (más largo/más corto) ____________________ del espectro electromagnético.
7. En el rango de la luz visible, el final _____________  del espectro tiene mayores frecuencias que el final ____________ del espectro.
8. La polarización lineal de una onda electromagnética es definida por la dirección de su vector ________________.

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Para más estudio:

• Nature of electromagnetic radiation: Kaufmann, 80-84.
• Inverse-square law of electromagnetic propagation: Kaufmann, 342-343.
• Polarization of electromagnetic waves: Wynn-Williams, 68, 74, 105-109.

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Respuestas:

1. Eléctrico, magnético.
2. Longitud de onda.
3. más alta.
4. cuadrado
5. Infrarrojo
6. más largo
7. Azul, rojo
8. eléctrico.

Traducción: Tiare Rivera para Seti.cl

Información General:  Descubriendo el Universo Invisible

Objetivos: Una vez completado este capítulo, podrá describir los principios generales de cómo funcionan los radiotelescopios.

Antes de 1931, el estudiar astronomía significaba estudiar los objetos visibles en el cielo nocturno. En efecto, la mayoría de la gente todavía piensa que eso es lo que hacen los astrónomos – esperar hasta llegada la noche y mirar el cielo a simple vista, o con binoculares, telescopios ópticos, grandes y pequeños. Antes de 1931, no teníamos idea que había otra forma de observar el universo más allá de nuestra atmósfera.

En 1931, si se sabía sobre el espectro electromagnético. Sabíamos que la luz visible era sólo parte de un pequeño rango de longitud de onda y frecuencias de energía. Sabíamos sobre la longitud de onda más corta que la luz visible – Wilhelm Röntgen había construído una máquina que producía rayos X en 1985. Sabíamos que el rango de longitudes de onda más grande que la luz visible (infrarojo), la cual en algunas circunstancias se sentía como calor. Incluso sabíamos de la radiación de radio frecuencia (RF), y el desarrollo de la radio, televisión, y la tecnología de teléfono cuando Heinrich Hertz produjo por primera voz ondas de radio de unos pocos centímetros en 1888. Pero, en 1931, nadie sabía que la radiación RF también es emitida por miles de millones de fuentes extraterrestres,  ni tampoco sabían que estas frecuencias pasaran a través de la atmósfera de la Tierra directo a nuestro dominio en el suelo.

Todo lo que necesitábamos para detectar esta radiación eran un nuevo tipo de “ojos”.

El experimento de Jansky

Como frecuentemente ocurre en la ciencia, la radiación de RF (radiofrecuencia) del espacio exterior fue descubierta por primera vez cuando alguien estaba buscando otra cosa. Karl G. Jansky (1905-1950) trabajaba como ingeniero de radio en los Laboratorios de teléfonos Bell en Holmdel, Nueva Jersey. En 1931, se le había asignado estudiar la interferencia de frecuencias de radio en las tormentas para poder ayudar a Bell a diseñar una antena que pudiera minimizar la estática cuando enviaran las señales de radio-teléfono a través del océano. Construyó una tosco artilugio que más parecia un carrusel de madera que una antena moderna, mucho menos un radio telescopio. Estaba afinado para responder a la radiación a una longitud de onda de 14.6 metros y rotaba en un circulo completo sobre unos neumáticos Ford antiguos cada 20 minutos. La antena estaba conectada a un receptor y la salida de la antena era grabada en una tira gráfica.

Antena de Jansky que detectó por primera vez radiación extraterrestre

Pudo atribuir algo de estática (un término usado por los ingenieros al ruido producido por la radiación RF no modulada) a las tormentas cercanas y algunas lejanas, pero había otras que no podía ubicar. Las llamó “…un constante silbido de tipo estático de desconocido origen.”

Mientras rotaba su antena, encontró que la dirección de donde venía esta estática desconocida cambiaba gradualmente, haciendo casi un circulo completo en 24 horas. Sin ser astrónomo, le tomó un tiempo suponer que la estática debe ser de origen extraterrestre, ya que parecía en correlación con la rotación de la Tierra.

Al principio pensó que la fuente era el Sol. Sin embargo, observó que la radiación recogida llegaba a su punto máximo 4 minutos antes cada día. El sabía que la Tierra, en una órbita completa alrededor del Sol, necesariamente hace más de un giro en su eje con respecto al sol, más que las aproximadas 365 vueltas que la Tierra ha hecho en su propio eje. Así, el periodo de rotación de la Tierra con respecto a las estrellas (conocido por los astrónomos como dia sideral) es alrededor de 4 minutos más cortos que el día solar (el periodo de rotación de la Tierra con respecto al Sol). Jansky por tanto concluyó que la fuente de esta radiación debe estar mucho más lejos que el Sol. Con más investigación, identificó la fuente como la Vía Láctea y, en 1933, publicó sus descubrimientos.

El prototipo de Radiotelescopio de Reber

A pesar de las implicaciones del trabajo de Jansky, tanto el diseño de los radio receptores, como también la radioastronomía, no causó mucha atención al principio. Luego, en 1937, Grote Reber, otro radio ingeniero, tomó los descubrimientos de Jansky y construyó un prototipo del radiotelescopio moderno en su patio en Wheaton, Illinois. Comenzó buscando radiación en longitudes de onda más cortas, pensando que las longitudes de onda serían más fuertes y fáciles de detectar. No tuvo mucha suerte, sin embargo, terminó modificando su antena para detectar radiación en una longitud de onda de 1.87 metros (como la altura de un humano), donde puedo encontrar emisiones más fuertes junto con el plano de la Vía Láctea.

Radiotelescopio de Reber

Reber continuó sus investigaciones durante los 40, y en 1944 publicó los primeros mapas estelares de radio frecuencia. Hasta el final de la Segunda Guerra Mundial, era el único radio astrónomo en el mundo. Entre tanto, los operadores radiales británicos durante la guerra habían detectado emisiones de radio desde el Sol. Luego de la guerra, la radio astronomía se desarrolló rápidamente, y se ha convertido de vital importancia en nuestra observación y estudio del Universo.

Asi que, ¿Qué es un radio telescopio?

Las ondas de radio frecuencia pueden penetrar la atmósfera de la Tierra en un rango de longitudes de onda de unos pocos milímetros a mas o menos unos 100 metros. Aunque estas longitudes de onda no tienen un efecto discernible en el ojo humano o en platos fotográficos, si pueden inducen una débil corriente eléctrica en un conductor tales como una antena. La mayoría de las antenas de radiotelescopio son reflectores parabólicos (con forma de disco) que pueden ser apuntados hacia cualquier parte del cielo. Ellos reúnen la radiación y la reflejan a un foco central, donde se concentra la radiación. La corriente débil del foco puede ser amplificado  por un receptor de radio para que sea lo suficientemente fuerte para ser medido y grabado.

Los filtros electrónicos en un receptor pueden ser afinados para amplificar un rango (o “banda”) de frecuencias a la vez. O, usando técnicas de procesamiento de información más sofisticadas, se pueden detectar miles de bandas de frecuencias angostas por separado. Asi que, podemos averiguar que frecuencias están presentes en la radiación RF y cuales son sus fuerzas relativas. Como veremos más adelante, las frecuencias y su poderes relativos y polarización nos dan muchas pistas sobre las fuentes de radio frecuencia que estamos estudiando.

La intensidad (o fuerza) de la RF alcanzando la Tierra es pequeña en comparación con la radiación recibida en un rango visible. Asi que, un radiotelescopio debe tener un gran “área de recolección”, o antena, para poder ser útil. Usando dos o más radiotelescopios en conjunto (llamados array) y combinando las señales que reciben simultáneamente de la misma fuente permite a los astrónomos discernir con mejor detalles y por tanto indicar con precisión la fuente de la radiación. Esta habilidad depende de una técnica llamada radio interferometría. Cuando las señales de dos o más telescopios son combinadas apropiadamente, los telescopios pueden actuar efectivamente como pequeñas piezas de un gran telescopio.

Una gran cantidad de telescopios son diseñados especificamente para operar en conjunto. Como es el Very Large Array (VLA) en Socorro, Nuevo México. Otros observatorios de radio en ubicaciones geográficamente distantes son diseñados como estaciones de Interferometria de Muy Larga Base (Very Long Baseline Interferometric) (VLBI) y son arreglados en variadas configuraciones para crear un Conjunto de Base muy Larga (Very Long Baseline Array) (VLBA). NASA ahora tiene cuatro VLBI rastreando estaciones para apoyar los satélites orbitantes que extenderán las bases de interferometría más allá del diámetro de la Tierra.

Recapitulación:

1. Debido a la estática Jansky observó puntos altos 4 minutos antes cada día, asi que concluyó que la fuente NO era ___  ________.

2. Las ondas de Radio Frecuencia inducen una _____________ en un conductor tales como una antena.

3. La proporción de energía RF recibida en la Tierra es  ___________ comparada con la cantidad recibida en un rango visible.

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1. El Sol  2.Corriente  3.Menor

Dentro de nuestra serie de Guías Seti, hablaremos sobre las formas más extremas de vida bacteriana en nuestra Tierra, que ahora gracias a los nuevos hallazgos de planetas extrasolares, genera un fuerte indicio de posible vida en otros sistemas planetarios. A esta ciencia se llama Astrobiología.

Mientras los científicos encuentran más planetas alrededor de estrellas y contemplan una misión para investigar los alcances de nuestro sistema solar, los investigadores están buscando los extremos de la Tierra, por pistas sobre que tipo de organismos pueden existir en las condiciones brutales que hay en todas partes.

No hay prácticamente ningún lugar de la Tierra que no haya sido colonizado. La vida puede ser encontrada en escaldaduras, en charcos de ácido caliente, en los desiertos más secos, y en la oscuridad de las profundidades del océano. Se ha encontrado un espacio para la vida en las heladas regiones polares y en vertederos tóxicos, por estos microrganismos llamados Extremófilos.

La misma existencia de estos difíciles organismos apunta a que la vida puede aparecer en el helado y seco clima de Marte, el gélido, y acidosa condición de Europa (Luna de Júpiter), o en innumerables otros puntos fuera de nuestro sistema solar.

Aquí hay una lista de los organismos más duros de la Tierra:

A Algunos les gusta caliente.

Humeantes charcos calientes y ventosas hidrotermales bajo el caliente mar pueden proveer un hábitat para los extremistas amantes del calor.

Los termófilos producen enzimas que son estables a altas temperaturas. Algunos han sido aislados y puestos a trabajar en detergentes o producción de comida.

El mayor límite de la vida a sido ampliamente reconocido como 113º Celsius, gracias a un microbio llamado Pyrolobus fumari, que fue descubierto en 1997 dentro de una fuente hidrotermal en el Océano Atlántico, 3650 metros bajo la superficie.

Las Fuentes Hidrotermales pueden haber existido alguna vez en Marte y puede que todavía existan en la corteza helada bajo los mares del satélite de Júpiter Europa. Siendo para algunos científicos el objetivo en búsqueda de vida extraterrestre.

Fría Comodidad

Las regiones más gélidas polares y las profundidades más oscuras del océano son hogares de unos pocos organismos.

Muchas son bacterias u organismos unicelulares llamados Archaea, pero algunos liquens llamados Cryptoendoliths van a colonizar poros extremos en las rocas Antárticas. También hay algunas algas que crean una nieve de color rojizo. Un fenómeno descrito por Aristóteles.

Los organismos resistentes al frío, llamados Psicrófilos, han especializado sus membranas celulares que no se endurecen en temperaturas heladas, y pueden producir un tipo de proteína anticongelamiento.

Es difícil imaginar el límite de temperatura más bajo para la vida, dice Chris McKay, un científico de la NASA, que estudia la vida en ambientes secos y frios. Eso es debido a que mientras más baja el Mercurio, el crecimiento disminuye, al punto en que casi es imperceptible.

La investigación en organismos resistentes al frío son especialmente valuables, dice McKay, ya que “en todos los lugares en el sistema solar en los que puede haber vida” (como Marte o Europa) son fríos y glaciales”.

Sales de la Tierra

A pesar de su nombre, el Mar Muerto si habita vida. Es el cuerpo de agua más salado de la Tierra, pero unos pocos microbios prosperan ahí, en aguas ocho veces más saladas que el océano. Los científicos estudian uno de ellos, Haloarcula marismortui, en lo que han descubierto que tiene proteínas especializadas que lo protegen  de los efectos de la Sal.

Los científicos han hecho teorías sobre las recientes exploraciones del vehículo de la NASA Oppotunity, el cual encontró depósitos de sulfato de magnesio que podrían haber quedado por agua salada existente, pero creen que “Marte debió haber sido muy salada para mantener cualquier tipo de vida”.

Otros científicos dicen que es muy pronto para llegar a esa conclusión, McKay dice que probablemente hay regiones en Marte que no son tan nocivos para la vida. “No puede estar tan salado en todas partes” dice.

La Prueba Ácida

Los manantiales y geisers de ácido caliente que podrían comer la carne humana no son dificultad para algunos organismos que se sienten muy en casa en las escorias ácidas de las minas.
Los adófilos más extremos conocidos son microbios del género Picrophilus. Ellos prosperan en un PH de 0.7 y pueden crecer bajo un PH 0. Tanto Marte, Europa y las Nubes de Venus se piensan que tienen ambientes ácidos, así que los Adófilos Terrestres intrigan a los científicos que buscan vida en otras partes.

Clientes Cáusticos

Los ambientes más alcalinos en el mundo son los lagos de soda, los cuales pueden tener un pH tan alto como 12, semejante al amoníaco. Un número de microbios disfrutan estas cáusticas condiciones, incluyendo Natronomonas pharaonis, los cuales fueron aislados de los lagos de soda en Egipto y Kenia en los años 80.

Álcali es una substancia que aceptan protones, mientras lo donan los ácidos
. Debido a que los alcalinos dañan las células, las  Alkaliphiles bombean protones a través de las membranas celulares para reducir el pH dentro de sus células.

Profunda comodidad

Recientemente, las células vivientes, muchas de ellas Arqueas del género Pyrococcus y Thermococcus, fueron encontrados en el centro de un fango tomados desde 1.6 km bajo el suelo marítimos en la costa de Newfoundland. Aunque ellos representaban el tipo de vida más profunda alguna vez descubriera bajo el mar, microbios y varios tipos han sido descubiertos a mayor aún profundidad bajo los continentes. Comunidades de microorganismos han sido encontrados en aguas subterráneas a 5km bajo la superficie de la tierra. Los científicos piensan que la vida puede existir aún más abajo, a un punto donde el calor de la subsuperficie se torna insoportable para la vida.

Todo seco

En la parte más reseca del mundo, el Desierto de Atacama, que se extiende por cerca de 1.000 kms a través de Sudamérica, sólo llueve unas pocas veces en un siglo. No es coincidencia que este desierto fuera usado por directores de cine para representar Marte, y por la NASA, para probar instrumentos limitados para el frío, y seco planeta.

Los microbios, tales como la bacteria Chroococcidiopsis han sido encontrados en el Atacama. Pero en este árido núcleo, “finalmente pensamos que hemos encontrado un ambiente donde es muy seco para la vida” dice McKay.

El agua es esencial para la vida ya que provee un medio para los nutrientes para dilatarse entre las células y salgan los desechos, y es un solvente crítico para las reacciones metabólicas.

Viviendo en el basurero

Algunos microbios no les gusta nada más que ser anidados en sedimiento tóxico de materiales pesados como el Zinc, Arsénico y Cadmio. Ellos prosperan en peligrosos vertederos de desechos y en los restos minero, haciendo una cena con el metal. El Geobacter por ejemplo, convierte el uranio disuelto a un estado sólido, así se lo podrían poner a trabajar en limpiar las tierras contaminadas.

La vida es una explosión

Increíblemente, la bacteria Deinococcus radiodurans puede resistir 2000 veces más una dosis de radiación ionizada que mataría a un humano, haciéndose el organismo más resistente a la radiación alguna vez conocido. Algo así hace pedazos los cromosomas de la bacteria, pero se puede reparar por si mismo en unas horas. Este tipo de resistencia a la radiación es muy importante en mundos donde no existe una gruesa atmósfera protectora, tal como Marte.

Todo esto significa que la vida puede sobrevivir un viaje extendido por el espacio. Esto incrementa la posibilidad que la vida en la Tierra haya llegado aquí por un meteorito, un concepto llamado panspermia. De forma alternativa, sugiere que la vida en la Tierra puede haber llegado de otros planetas o lunas y estallado en un impacto con la Tierra, aunque puedan sobrevivir en esos cuerpos es otro tema.

Fuente: New Scientist
Sitio Astrobiología de la NASA: http://astrobiology.nasa.gov/
Instituto de Astrobiología del Instituto SETI

¿Qué son las Ondas Gravitacionales?

Se puede pensar en las ondas gravitacionales como las ondas que se forman cuando lanzas una piedra a un charco de agua. Cuando la roca golpea el agua, se distorsiona inmediatamente alrededor de la roca y se esparce. En forma similar, un cambio en la masa o velocidad de un objeto pesado en el Universo distorsiona el espacio tiempo y su efecto se esparce en forma de ondas gravitacionales. Mientras las ondas viajan por el espacio, estas ondas provocan que el espacio tiempo cambie. En un principio, la gente creía que el espacio y el tiempo eran cosas totalmente separadas y que no se influenciaban entre sí. Einstein cambió este concepto con la Teoría de la Relatividad; en donde la materia, el espacio y el tiempo son parte de un sistema dinámico que interactúa entre sí.

En otras palabras, las ondas gravitacionales se producen cuando hay un cambio en la curvatura del espacio. Los eventos astronómicos que provocan un cambio  en la distribución de la masa provocan ondas gravitacionales. Para esto, se necesita eventos con mucha energía para que podamos detectarlas, ya que el espacio tiempo no es muy elástico. El espacio tiempo es como un duro trampolín, que sólo se hunde cuando colocas algo muy pesado sobre él.

Como la analogía de las ondas en un charco de agua, las ondas gravitacionales pierden fuerza mientras se mueven más allá de donde empezaron. Es por esto que son tan difíciles de detectar en la Tierra. Las ondas gravitacionales que los científicos piensan que podemos detectar con LIGO y GEO 600 vendrían de estrellas de neutrones, supernovas, y colisiones de agujeros negros.

EVENTOS ESTELARES

SISTEMAS BINARIOS

Cuando dos estrellas o agujeros negros orbitan entre sí, forman lo que se llama un sistema binario. Los dos objetos comienzan a girar hacia adentro y pierden energía en forma de ondas gravitacionales. Mientras los objetos se acercan, las ondas gravitacionales que emiten se fortalecen. Cuando los dos objetos colisionan, crean una intensa señal de onda gravitacional.

Los sistemas binarios que emiten ondas gravitacionales pueden estar formadas de estrellas, agujeros negros o una combinación de las dos.
Arriba: La Nebulosa Mariposa, un sistema de estrellas binario al centro. Crédito; NASA

SUPERNOVA

Una supernova es una violenta explosión que ocurre en la mayoría de las estrellas masivas. Cuando una pesada estrella ha quemado todo su combustible, colapsa y las capas exteriores se disparan al espacio. Si el colapso no es perfectamente esférico, la supernova lanzará un intenso estallido de ondas gravitacionales.
Arriba: Los remanentes de Supernova de Kepler, Three Great Eyes. Crédito: NASA

ESTRELLAS DE NEUTRONES

Una supernova puede dejar una densa, y rápido núcleo giratorio hecho casi completamente de neutrones, llamado una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones que no sea perfectamente esférica y gire rápidamente generará ondas gravitacionales. Algunas estrellas de neutrones se convierten en púlsares, que son estrellas que envian pulsos de ondas de radio. Esto también puede causar ondas gravitacionales. Estas ondas, a diferencia de otras fuentes, estas son emitidas firmemente año tras año. Esto permite al proyecto Einstein@home buscarlas aunque sean más débiles que las de agujeros negros y sistemas binarios.
Arriba: Hubble ve una estrella de neutrones sola en el espacio. Crédito: NASA

AGUJEROS NEGROS

Si el núcleo sigue colapsando más allá del estado de estrella de neutrones, puede convertirse en un agujero negro. En este caso, la atracción gravitacional del núcleo es tan fuerte que nada puede escapar, la única información que emiten los agujeros negros es en la forma de ondas gravitacionales.
Arriba: Disco de polvo alrededor de un agujero negro en la galaxia NGC 4261. Crédito: NASA

FONDO CÓSMICO DE MICROONDAS

Los científicos también desean detectar ondas gravitacionales remanentes de los principios del Universo. Esto requiere múltiples detectores ya que las ondas son aún más débiles que las de los agujeros negros o los sistemas binarios. También, estas ondas no vienen de una sola dirección pero son esparcidas por todo el cielo, muy parecido al fondo de microondas cósmico de la izquierda.

Arriba: Distribución equitativa de la radiación del fondo de microondas remanentes del principio del Universo. Crédito: Equipo científico WMAP

Los Detectores LIGO y GEO 600

LIGO y GEO 600 son herramientas diseñadas para medir cambios en el espacio tiempo, es decir, estas famosas ondas gravitacionales. Miden los cambios en los patrones que se forman cuando se juntan dos rayos láser. Estos patrones dependen del largo viajado en cada rayo láser, el cual cambia cuando una onda gravitacional pasa a través.

La sensibilidad de este tipo de detector, llamado Interferómetro láser, es proporcional a la distancia de viaje del láser. En vista que buscan pequeñas señales, LIGO y GEO necesitan ser de grandes proporciones.

¿Para qué molestarse en buscar ondas gravitacionales?

Una de las cosas que sabemos sobre el universo lo hemos aprendido estudiando la luz. La luz es la única fuente de información que tenemos, por ejemplo, de objetos distantes en el espacio tales como galaxias. Las ondas gravitacionales pueden ser una información adicional de objetos distantes. Nos darían información de objetos que no emiten luz, como los agujeros negros, y que tan masivos son los objetos cuando se mueven o colisionan.

Una manera de visualizar la importancia de detectar ondas gravitacionales es como pensar que el Universo es una película y las ondas gravitacionales son el sonido. Al estudiar la película con luz, podemos ver que pasa. Al estudiar la película con sonido, escucharemos que pasa. Aunque cada uno de estos métodos nos da información en la trama, sólo podemos llegar a entender realmente que está pasando cuando podamos ver y escuchar la película al mismo tiempo. Es por esto, que los científicos están tan entusiasmados en poder estudiar el Universo con ondas gravitacionales y ondas de luz.

Si quieres participar de este proyecto, puedes visitar su sitio web: einstein.phys.uwm.edu/

Y para saber más información en Inglés http://einsteinathome.org/

Aquí presentamos un video del periodista Mexicano Andrés Eloy Martínez que explica las ondas gravitacionales, aunque aplicadas a un conjunto de simulaciones, realizados en la supercomputadora de Columbia en el centro de investigación Ames de la NASA en Mountain View, California. A pesar que no tiene relación directa con Einstein@home, si nos da una mejor perspectiva sobre que son estas famosas ondas: