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Autor: Consuelo González Avila

Profesora y radioaficionada. Su labor docente se centra en el área extracurricular a través de talleres y ha participado colaborando en la organización de algunos encuentros de astronomía aficionada realizadas en la región de Coquimbo, Chile.

Curso de Radioastronomía básica del Jet Propulsion Laboratory (JPL). Capítulo 6.

Traducido al español por Consuelo González para Seti.cl

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.

Curso de Radioastronomía básica del Jet Propulsion Laboratory (JPL). Capítulo 5

Traducido al español por Consuelo González para Seti.cl

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.
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.

Curso de Radioastronomía básica del Jet Propulsion Laboratory (JPL). Capítulo 4.

Traducido al español por Consuelo González para Seti.cl

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.
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). Continue reading «Curso de Radioastronomía básica del Jet Propulsion Laboratory (JPL). Capítulo 4.»

Star Party Valle Grande 2011

Durante los días 1, 2 y 3 de abril se realizó la séptima edición del “Encuentro Observacional de Astronomía – Star Party del Sur Mendocino” que organiza el Instituto Copérnico en Valle Grande, provincia de Mendoza,  Argentina.  A este evento, cuya primera realización fue en el año 2000, asistió un total de 120 personas, la mayoría procedente de diversos puntos del país vecino. Respecto a la presencia extranjera se contaron tres desde Chile (incluyendo a la autora de este artículo) y una desde Perú.

Foto grupal Star Party Valle Grande 2011, gentileza de Alejandro Tombolini.

Este encuentro realizado en el Hotel Valle Grande, ubicado en el cañón de Atuel, principalmente contó con charlas temáticas y con observaciones nocturnas en las que, bajo unas buenas condiciones climáticas y una notable calidad del cielo, se pudo apreciar objetos del espacio profundo y hacer astrofotografía en un grato ambiente de camaradería, agregando también que hubo actividades turísticas paralelas al evento que estuvieron disponibles. “La ‘Star Party’ es para nosotros un lugar de encuentro de amigos de la astronomía, donde compartimos experiencias, hacemos contactos… y aprendemos mucho. También el paisaje es ideal para relajarse y estar cómodos. ¡¡¡Y el cielo, único!!! Se puede observar el cielo profundo” opina Cristina Desch, profesora que forma parte del “Grupo Pampeano de Aficionados a la Astronomía” y que ya ha asistido a cuatro versiones de este evento.

La primera jornada comenzó con una visita guiada al parque temático y observatorio turístico Amauta Pacha, para después recibir la bienvenida oficial por parte del astrónomo Jaime García, director científico del Instituto Copérnico y presidente de la American Association of Variable Star Observers (AAVSO), quien es anfitrión y principal responsable en la organización de esta ‘Star Party’. Posteriormente se realizó la conferencia “Supernovas y Energía Oscura” a cargo del físico Gabriel Bengochea. Horas más tarde comenzaron las actividades de observación astronómica, inicialmente en Amauta Pacha con una presentación abierta a público general, en la que se proyectaron imágenes del cielo captadas en vivo por el telescopio del lugar; luego las observaciones continuaron en el hotel, donde la mayor parte de los asistentes alojó.

El Dr. Jaime García, presentando su charla "100 años de la AAVSO".

La segunda jornada estuvo marcada por la presentación de charlas durante la tarde, con variadas temáticas afines a la astronomía: “100 años de la AAVSO», presentada por el anfitrión de este encuentro, Jaime García; “VSX, el Índice Internacional de Estrellas Variables” por el astrónomo aficionado Sebastián Otero, un experto en la observación de este tipo de estrellas. El licenciado en astronomía Federico García presentó la charla “Estrellas de neutrones”, mientras que las estudiantes de licenciatura en astronomía de la Universidad Nacional de La Plata, María Pía Piccirilli y María Cecilia Valenti, expusieron las charlas “Correlaciones entre el Universo Local y el Fondo de Microondas: ¿Evidencia de energía oscura?” y “Gaia: HIPPARCOS es del pasado” respectivamente. Otras charlas que se presentaron ese día fueron: “Turismo Astronómico en San Juan” por Silvina Luna Manrique, estudiante de licenciatura en turismo de la Universidad Nacional de San Juan; “Astronomía en la Música: Desde Pitágoras al presente…” por quien publica este artículo, y el monólogo “Papá…Quiero ser astrónomo” presentado por el periodista científico y divulgador Sebastián Musso. Durante la noche continuaron las observaciones.

Dos charlas se presentaron durante la mañana de la última jornada del encuentro. Gabriel Bengochea presentó una sobre cosmología y los profesores Diego Galperín y Luciano Señorans presentaron “Propuestas para la enseñanza y difusión de la Astronomía. La experiencia del Grupo Osiris”. Tras estas últimas presentaciones, se realizó el almuerzo de despedida en el que se entregaron certificaciones a todos los asistentes, concluyendo así con las actividades del evento propiamente tal. Ya con esto, parte de los que participaron iniciaron el retorno a sus respectivos hogares, mientras que el resto viajó hasta Malargüe para visitar el Planetario de esa ciudad y el Observatorio Pierre Auger.

Segunda noche de observación en Valle Grande.

En cuanto a los resultados y evaluaciones respecto a cómo se desarrolló esta “Star Party 2011” en Valle Grande, Jaime García afirmó que: “Se trató de un evento diferente, como cada uno de los que hemos realizado. En esta oportunidad hubo más telescopios, la temática de las charlas fue más amplia y participó un mayor número de estudiantes de astronomía. Extrañamos la participación de escuelas, que generalmente nos visitan durante el evento. Otra cosa a destacar es la cantidad de gente de San Rafael que concurrió a la observación pública. Agradecemos, como siempre, a nuestros espónsores que colaboran para que podamos realizar un evento con tantas posibilidades como es nuestra ‘Star Party’”.

A modo personal, la autora de esta publicación, quien asiste por vez primera a este encuentro, hace manifiesto su agradecimiento a quienes lo organizaron por haber otorgado un espacio para su charla y, también, les felicita por el éxito obtenido en cuanto a su realización.

Para finalizar este artículo, pueden apreciar un time lapse de la Star Party de Valle Grande 2011 creado por Rubén Barros: