RADIOASTRONOMÍA
Y RADIOGALAXIAS
1. RADIOTELESCOPIOS
POCO después de la gran depresión, que golpeó a los Estados Unidos a principios
de los años treinta, y en buena parte por el desarrollo de las técnicas del radar durante la
primera Guerra Mundial, los astrónomos norteamericanos lograron echar el primer
vistazo al cielo por medio de ondas de radio: tver con radiación invisible!
Situado en los vastos campos plantados de papas de Nueva Jersey, el primer
radiotelescopio era un instrumento extraño, en nada parecido a los telescopios
ópticos; pero su operación marcó una nueva época en la astronomía, comparable a
la marcada por Galileo cuando, por vez primera, utilizó su pequeño tescopio
para ver el cielo.
En realidad, ya antes se habían detectado ondas de radio del espacio, aunque no con un
radiotelescopio. La compañía de teléfonos Bell
estudiaba las fuentes de 'estática' (ruido) que interferían las
comunicaciones de los barcos con las estaciones de tierra, y encomendó al joven
ingeniero Karl Jansky la investigación. Jansky diseñó una antena que podía
distinguir la dirección de la que provenía la estática. Después de un año,
logró distinguir entre tormentas eléctricas locales o distantes y estática de
fondo proveniente del
espacio. Ahora sabemos que lo que Jansky detectaba eranondas de radio generadas
en el gas de la Vía Láctea.
Con frecuencia se dice que los radioastrónomos 'escuchan' el cielo.
Aunque los pioneros, como Jansky, efectivamente
escuchaban, hoy día los radioastrónomos utilizan sus radiotelescopios más como ojos que como
oídos. La señal es captada de manera similar a lo que hace un radio ordinario.
Las señales llegan a nuestro radio de una gran cantidad de estaciones
radioemisoras que radian en todas direcciones y a diversas longitudes de onda
(frecuencia). Nosotros sintonizamos nuestros receptores a la longitud de onda
que deseamos y el aparato extrae el mensaje de voces o música superpuesto a las
ondas de radio, que escuchamos mediante una bocina.
Un radiotelescopio es una versión compleja de un radiorreceptor, pero no está
conectado a una bocina. Los emisores (radiofuentes) naturales del Universo
emiten tan sólo una cacofonía de silbidos y ruidos. El 'oír' no nos
dará ninguna información sobre la forma o el tamaño del emisor. Para
obtener esta información necesitamos una radioimagen, que es lo que proporciona
el radiotelescopio. Para obtener estas radioimágenes, los astrónomos se cuidan
de no operar sus radiotelescopios a longitudes de onda en que se realizan
transmisiones sobre la Tierra que puedan interferir con las débiles señales del espacio. De otro
modo, sería como
tratar de ver las estrellas de día. Existen convenciones internacionales sobre
ciertas longitudes de onda destinadas a la radioastronomía. Nadie puede
transmitir en estas longitudes de onda, de manera quelos radiotelescopios
pueden escudriñar el Universo sin el 'resplandor' de los transmisores
terrestres.
Existen asimismo ciertas limitaciones atmosféricas a las longitudes de onda que
podemos detectar (Figura 13). Las longitudes de onda mayores a 30 m son
rebotadas de regreso al espacio por la ionosfera. En el otro extremo, están las
longitudes de onda cortas, alrededor de 1 mm, que se mezclan con el lejano
infrarrojo. La frontera exacta entre ambos se define en la práctica por el tipo
de detector que se utiliza. Si se trata de un radiotelescopio, se hablará de
ondas de radio —milimétricas o submilimétricas— y si se trata de un detector
infrarrojo se hablará del
lejano infrarrojo. El vapor de agua existente en la atmósfera absorbe radiación
a estas longitudes de onda; por ello, los radiotelescopios milimétricos no
pueden estar a nivel del
mar ni en lugares húmedos.
Como ya
señalamos, un radiotelescopio funciona de manera similar a un radio. El
receptor es una antena, con frecuencia colocada sobre una superficie parabólica
—llamada plato— que sirve, como
el espejo parabólico de los grandes telescopios, para colectar y enfocar la
radiación (Figura 21). En estos casos, la antena receptora se coloca en el foco
de la parábola. Sin embargo, no todos los radiotelescopios tienen esta forma.
La energía de la radiación recibida es transformada en una señal eléctrica que
se manifiesta bajo la forma de una débil fluctuación de voltaje. Esta pasa por
una serie de amplificadores, que la amplifican hasta miles de millones deveces.
Finalmente, una computadora recibe las señales y las almacena. Para poder construir una radioimagen, el radiotelescopio
barre la fuente para obtener la intensidad de la señal punto a punto. La
computadora puede desplegar la información bajo la forma de un radiomapa o una
radiofoto. El radiomapa consiste de varios niveles de intensidad representados
por líneas de contorno. Una fuente aislada aparece como una serie de círculos concéntricos, el
menor y más interior de los cuales marca la mayor intensidad (Figura 22). Puede
lograrse una forma más directa de 'ver' la radioimagen utilizando una
pantalla de televisión. Se pueden usar técnicas de falso color mediante las
cuales la computadora asigna un código de colores a las diversas intensidades.
De esta forma, podemos obtener radiofotos en color.
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Figura 21. Radiotelescopio
El problema de la resolución representó desde un principio un dolor de cabeza
para los radioastrónomos. La resolución, que tiene que ver con el grado de
detalle con que un telescopio puede revelar, depende del diámetro de la
superficie colectora de la radiación —lente, espejo o plato— relativo a la
longitud de onda de dicha radiación.
Si la superficie colectora es grande comparada con la longitud de onda, la
resolución será buena. Las ondas de luz visible tienen longitudes de onda de
cienmilésimas de centímetro (mucho más pequeña que las dimensiones de la
superficie colectora), por lo que el poder de resolución de un telescopio
óptico siempre es grande (aumenta con la superficiecolectora). Aun el ojo —cuya
superficie colectora de luz es la lente formada por el cristalino— tiene alto
poder de resolución. Sin embargo, las ondas de radio tienen longitudes de onda
casi un millón de veces mayores que la luz visible, así que, para poder
resolver un detalle parecido al que nos dan los telescopios ópticos, los
radiotelescopios debieran ser tun millón de veces mayores! Esto es a todas
luces imposible. El telescopio de plato más grande del mundo, situado en
Effelsberg, Alemania Federal, observa a longitudes de onda de 11 cm y el
diámetro de su plato es de 100 m. Su poder de resolución es menor al del ojo
humano. Las dimensiones de este plato representan el limite tecnológico
razonable. La construcción y manipulación de platos mayores representa un
problema ingenieril insorteable.
Se han encontrado, sin embargo, alternativas. Una de ellas ha sido la
construcción de un plato apoyado y fijo en la tierra, construido aprovechando
una depresión natural del terreno en un valle
de Puerto Rico; este es el radiotelescopio de Arecibo, cuyo plato mide 330 m de diámetro.
La antena ha sido colgada por cables fijos a las montañas circundantes y se
encuentra a una altura de 130 m sobre el plato (Figura 23). Este gigante es
capaz de ver casi con el mismo detalle que el ojo.
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Figura 22. Mapa de radio del
centro de la galaxia. Los contornos son curvas que unen puntos de igual
intensidad de emisión.
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Figura 23. Radiotelescopio de Arecibo, Puerto Rico.
El radiotelescopio más grande del
mundoparece más un estadio de futbol que un telescopio. Está también fijo en
tierra y tiene la forma de un aro de 500 m de diámetro. La superficie curva es
la orilla de una parábola (Figura 24). Se encuentra en las montañas del
Cáucaso, en la Unión Soviética, y su resolución es tres veces mayor que la de Arecibo. Sin embargo,
está aún muy por debajo de la resolución de un telescopio óptico pequeño.
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Figura 24. Radiotelescopio RATAN,el más grande del mundo. Se encuentra en el Cáucaso, URSS
2. RADIOINTERFEROMETRÍA
El problema de la baja resolución llevó a los radioastrónomos a aguzar el
ingenio a fin de encontrar una solución. El pionero fue Martin Ryle, de Cambridge, en la década
de 1960. En esa época se desarrollaron los radiotelescopios llamados de
síntesis, que ensamblan dos radiotelescopios pequeños y utilizan una
computadora potente así como
la circunstancia de la rotación de la Tierra sobre su eje. El principio de
operación es la interferometría, que se basa en lo siguiente: cualquier espejo
forma una imagen en el foco donde converge la radiación reflejada por cada
parte de su superficie, de tal modo que las ondas 'interfieren' una
con otra; la cresta de una, puede ser reforzada por la coincidencia con la
cresta de otra, o amortiguada por el valle de otra (Figura 25).
Haciendo uso de este principio se puede crear el efecto de un enorme espejo
mediante la utilización de dos pequeños. Mantenemos uno fijo en el centro y movemos el
otro circunferencialmente a posiciones sucesivas, hasta cubrir asíel área de un
gran espejo imaginario que estamos sintetizando. En cada posición del espejo móvil, una
computadora registra la imagen en el foco y, eventualmente, todas las imágenes
pueden combinarse a fin de obtener la que daría el gran espejo imaginario —o
sintetizado— cuya área se ha barrido. Desafortunadamente esta técnica no puede
emplearse para la luz visible —es decir, para sintetizar grandes espejos de
telescopios ópticos— pero sí para ondas de radio. La razón es que, para
construir la imagen global, hay que seguir en detalle las fases de cada imagen
—las formas de las ondas en cada punto del
espejo— y sumarlas correctamente. La longitud de onda de la luz visible es tan
pequeña que esto resulta imposible con la tecnología actual. Las ondas de
radio, en cambio, tienen una longitud de onda suficientemente grande como para registrar las fases
con precisión electrónicamente. Además, los dos radiotelescopios no tienen que
reflejar realmente la imagen a un foco mutuo distante. Esto se hace también
electrónicamente; la salida de cada plato es una señal eléctrica y éstas pueden
sumarse para simular la combinación de las radioondas en el foco.
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Figura 25. Ondas 'A' es la amplitud y λ la longitud de onda.
Cuando hay interferencia de dos o más ondas, las amplitudes se suman. En el
caso (a) la interferencia es positiva o constructiva, en el (b) es negativa o
destructiva.
De esta manera, se puede sintetizar un gran plato con dos pequeños, conectados
entre sí, y una técnica electrónica bastante complicada. Elproblema práctico de
mover continuamente uno de los radiotelescopios, cubriendo el área del plato
imaginario, se resuelve valiéndose de la rotación de la Tierra. Imaginemos que
miramos hacia la Tierra desde una radiofuente sobre el Polo Norte. Al girar la
Tierra, la posición relativa de dos radiotelescopios se modifica. Vistos desde
la posición sobre el Polo Norte, veremos que si consideramos uno de los
telescopios fijo, el otro describe un semiarco a su alrededor. Para la siguiente rotación terrestre se acerca
ligeramente el segundo espejo; éste describirá entonces un semiarco menor y así
sucesivamente, hasta, sintetizar el área de un semicírculo (Figura 26). La
información del
semiplato faltante puede ser reconstruida por la computadora a partir de la
existente, en forma automática. Mediante dicha técnica, se puede suministrar a
la computadora la información que generaría un gran plato cuyo diámetro sería
igual a la máxima separación entre los dos platos pequeños.
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Figura 26. Radiotelescopio de síntesis. Vistos desde una posición sobre el
polo, al girar la Tierra uno de los radiotelescopios (marcado con un asterisco)
describe un arco alrededor del
otro (considerado fijo). Después de cada rotación se van acercando hasta
sintetizar el área de un semicírculo.
El primer telescopio de síntesis que se construyó tenía 1.6 km de largo y fue seguido
por otro de 5 km, en 1972. En la actualidad existen varios de ellos. Los
primeros radiotelescopios de este tipo que se construyeron tenían problemas
para observarobjetos lejos del Polo Norte celeste. En tal caso, el plato
sintetizado resultaba oval y no circular, lo que introducía una distorsión en
la imagen, sobre todo en la dirección Norte-Sur. Para objetos cercanos al ecuador celeste
la distorsión es extrema. La solución fue incluir más de dos platos, unos
alineados Este-Oeste y otros Norte-Sur. De esta manera se reducen al mínimo las
distorsiones y la computadora puede eliminarlas.
El más ambicioso arreglo de este tipo es el VLA,1 situado en el desierto de
Socorro, en Nuevo México, y consta de 27 platos de 25 metros de diámetro cada
uno. Los platos se pueden mover sobre los brazos de unos rieles en forma de Y.
El arreglo sintetiza un plato de 25 km de diámetro. Al observar en la menor de
sus longitudes de onda, 1.3 cm, el VLA resuelve detalles de 0.13 segundos de
arco, una resolución mil veces mejor que el ojo y casi diez veces mejor que el
mayor telescopio óptico.
En este tipo de arreglos, los platos están conectados entre sí
electrónicamente, mediante cables subterráneos, a una computadora que se
encuentra en el edificio de control. No es factible construir arreglos más
grandes conectados entre sí de este modo. Sin embargo, se pueden hacer arreglos
mayores si la señal de cada plato se transmite por un radiotransmisor ordinario
al centro del
control. Existe un arreglo de 133 kilómetros que funciona así, ligando varios
platos en diversos puntos de Inglaterra, llamado MERLIN2. El más ambicioso de
todos los radiointerferómetros es VLBI3, que es un arreglo transcontinental.Los
astrónomos de varios países del mundo se ponen de acuerdo para observar simultáneamente
una radiofuente: registran las señales junto con las de un reloj atómico, que
sincroniza el tiempo con una precisión extrema y se guardan los datos en cintas
magnéticas que después se hacen llegar a un centro común. En la época en que la
'guerra fría' se suavizó un poco, participaban en el proyecto el
radiotelescopio de Crimea en la URSS y el de Virginia del Oeste, en Estados
Unidos, con lo que el diámetro efectivo era prácticamente el diámetro de la
Tierra; desafortunadamente, la colaboración se ha interrumpido. El VLBI puede
resolver detalles de 0.0001 segundos de arco (o determinar posiciones con esa
precisión). Pero ahora cabe preguntarse squé se ha logrado descubrir con toda
esta nueva tecnología radioastronómica?
Las estrellas son cuerpos luminosos que emiten casi toda su energía en el
intervalo de luz visible (las muy calientes en el ultravioleta y las muy frías
en el infrarrojo). Su radiación a longitudes de onda de radio es despreciable.
Sin embargo, existen otros objetos y procesos cósmicos que se manifiestan por
su emisión de radio: uno de ellos es la radiación del
hidrógeno frío —neutro— que es el principal constituyente del medio interestelar. El hidrógeno neutro
emite una radiación característica a 21 cm y, gracias a la observación de esta
radiación, se logró delinear por primera vez la estructura espiral de nuestra
galaxia. También emiten en radio las moléculas del espacio interestelar: agua, monóxido de
carbono,amoniaco, etc. El estudio de las nubes moleculares ha contribuido
también a comprender la estructura de nuestra galaxia —así como
otros problemas, como
la formación estelar.
Cuando una estrella explota, se convierte en lo que se conoce como una supernova. En el proceso de
explosión son arrojadas grandes cantidades de gas al espacio. Este material,
sujeto a violentos choques, produce una fuerte emisión de radio, muy distinta a
las antes mencionadas.
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Figura 27. nebulosa del Cangrejo.
El astrónomo ruso Yosif Shklovsky se dio cuenta, en los años cincuenta, de que
la radioemisión del remanente de la supernova
conocido como
la nebulosa del Cangrejo (Figura 27) era radiación sincrotrónica —producida por
electrones relativistas girando en campos magnéticos—, descubriendo así la
primera fuente natural de emisión de este tipo de radiación.
Sin embargo, uno de los descubrimientos más espectaculares de la
radioastronomía fue el de las radiogalaxias.
3. RADIOGALAXIAS
En los años cincuenta se descubrió otra poderosa fuente de radio llamada Cisne
A (la más potente de la constelación del Cisne). La posición de una fuente de
radio era difícil de determinar con precisión en aquella época debido al
problema de resolución que tenían los primeros radiotelescopios. Sin embargo,
al poco tiempo el alemán Valter Baade logró identificar ópticamente esta fuente
con un objeto que tenía la apariencia de dos galaxias en colisión (Figura 28)
Si la radioemisión se debía a un objeto extragaláctico a la distanciade Cisne
A, su intensidad resultaba como tun millón de veces la de la radioemisión de
toda la Vía Láctea! Baade pensó que quizá el choque de dos galaxias pudiese
explicar esta colosal generación de energía. Estaba tan seguro de ello que le
apostó una botella de whisky a su colega Rudolph Minkowsky, quien se disponía a
tomar el espectro de Cisne A, a que el espectro mostraría líneas de emisión de
gas chocado producido por la colisión. Baade ganó la apuesta; aunque luego
resultó que la interpretación del
espectro de emisión fue incorrecta. Analizaremos este punto más adelante.
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Figura 28. Imagen óptica de Cisne A.
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Figura 29. Imagen óptica de Centauro A.
Por lo que respecta a la apariencia del
objeto, se trata en realidad de una galaxia elíptica gigante, que se ve doble
debido a que se halla atravesada por una banda de polvo parecida a la de
Centauro A (Figura 29). Centauro A se encuentra a 16 millones de años luz y es
la radiogalaxia más cercana a nosotros —y asimismo una elíptica gigante. En el
caso de Cisne A, no podemos distinguir el detalle del polvo, pues se encuentra mucho más lejos:
a 740 millones de años luz.
La intensa radioemisión no proviene del
centro de la galaxia identificada ópticamente, sino de dos lóbulos —o
radiolóbulos— situados a los lados de la galaxia. En un radiomapa de Cisne A
(Figura 30), la galaxia óptica no es visible. En cambio, vemos dos regiones muy
extendidas de radioemisión. Estos son los lóbulos, que miden aproximadamente 50
000 años luz y se encuentrana 200 000 años luz a cada lado de la galaxia óptica
(estos lóbulos, en cambio, son invisibles ópticamente). Los lóbulos son
gigantescas nubes de electrones relativistas y campos magnéticos que emiten
radiación sincrotrónica. La energía contenida en estos lóbulos es de 1060
ergios4, lo que equivale a la cantidad total de energía radiada por nuestra
galaxia en mil millones de años. La idea de choques de galaxias se abandonó por
completo hace varios años.
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Figura 30. Mapa de radio de Cisne A.
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Figura 31. Imagen óptica de Virgo A (M 87). El chorro tiene una longitud
(proyectada) de 6 500 años luz.
Pero entonces, sde dónde proviene esta cantidad colosal de energía? Esta es la
pregunta que trataremos de contestar a lo largo del presente libro.
Por lo pronto, podemos responder a otra pregunta: scuál es el origen de los
radiolóbulos? La clave la dio otra radiogalaxia, Virgo A (M87), una elíptica
gigante que mencionamos ya en el primer capítulo. Una de las características
más impresionantes de esta galaxia es el chorro de materia luminosa que emana
de su núcleo (Figura 31). La luz de este chorro no es común, se trata de
radiación sincrotrónica de alta frecuencia. De hecho, el mismo chorro se
detecta en todas frecuencias, desde rayos X hasta radio. Aquí se muestra
(Figura 32) un mapa de radio de Virgo A. La conexión entre la galaxia óptica en
el centro —que en este caso es también un potente radioemisor— y los lóbulos es
evidente. Gracias a las modernas técnicas de radiointerferometría se hanlogrado
descubrir, en una gran cantidad de radiogalaxias, estos chorros que conectan a
las radiogalaxias con sus lóbulos. El material que forma los chorros son
electrones —y protones— relativistas arrojados por el núcleo de la galaxia y
que brillan por radiación sincrotrónica. Los lóbulos se nutren de material
eyectado por el núcleo de la galaxia y la forma de los chorros es muy variable
(Figuras 33, 34, 35): pueden ser rectos o curvos, continuos o discontinuos,
bilaterales o unilaterales. La cantidad de preguntas que surgen respecto de las
radiogalaxias es enorme y la mayoría no tienen respuesta. Enunciaremos algunas:
scuál es la fuente de la energía? sCómo se aceleran los electrones a
velocidades cercanas a la de la luz? sCómo se producen los campos magnéticos?
sCómo se puede colimar el material que forma los chorros; es decir, por qué
sale en forma de chorros? sCómo es que no se expande y/o destruye el chorro a
través de cientos de miles y hasta millones de años luz? sQué es lo que lo
mantiene confinado? sLa apariencia de 'pelotitas' se debe a
inestabilidades del
chorro o es arrojado así el material? sPor qué y cómo desemboca en los lóbulos?
sQué mantiene confinados a los lóbulos? sPor qué todas las radiogalaxias son
elípticas? sPor qué las más potentes se encuentran en los centros de los
cúmulos?, etc., etc. A lo largo, y sobre todo al final de este libro, veremos
cuáles de estas preguntas se puede intentar responder.
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Figura 32. Mapa de radio de Virgo A. (M 87).
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Figura 33. Imagen de laradiogalaxia Hércules A reconstruida por computadora.
Observaciones de VLA a λ =6 cm.
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Figura 34. Imagen de la radiogalaxia NGC 1265 reconstruida por computación. Se
cree que lo que puede producir la curvatura de los chorros es la presión del medio
intergaláctico. Observaciones de VLA en λ = 6 cm.
[pic]
Figura 35. Un procesamiento de imágenes por computadora nos muestra la
estructura discontinua del
chorro óptico de M 87.
NOTAS
1 Del inglés,
Very Large Array.
2 Del inglés,
Multi Element Radio Linked.
3 Del inglés,
Very Long Baseline Interferometry.
4 El ergio es una unidad de energía. La generación de 107 ergios por segundo
equivale a un watt.
