Astronomía radial

El Karl G. Jansky Muy grande Array, un interferómetro de radio en Nuevo México, Estados Unidos

Radioastronomía es un subcampo de la astronomía que estudia los objetos celestes en frecuencias de radio. La primera detección de ondas de radio de un objeto astronómico fue en 1933, cuando Karl Jansky de Bell Telephone Laboratories informó que la radiación provenía de la Vía Láctea. Las observaciones posteriores han identificado varias fuentes diferentes de emisión de radio. Estos incluyen estrellas y galaxias, así como clases completamente nuevas de objetos, como radiogalaxias, cuásares, púlsares y másers. El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas, considerada como evidencia de la teoría del Big Bang, se hizo a través de la radioastronomía.

La radioastronomía se lleva a cabo utilizando grandes antenas de radio denominadas radiotelescopios, que se utilizan de forma individual o con múltiples telescopios vinculados utilizando las técnicas de radiointerferometría y síntesis de apertura. El uso de la interferometría permite que la radioastronomía logre una alta resolución angular, ya que el poder de resolución de un interferómetro se establece por la distancia entre sus componentes, más que por el tamaño de sus componentes.

La radioastronomía se diferencia de la astronomía por radar en que la primera es una observación pasiva (es decir, solo recibe) y la segunda es activa (transmite y recibe).

Historia

Karl Jansky y su antena direccional giratoria (cerca de 1930) en Holmdel, Nueva Jersey, el primer radiotelescopio del mundo, que se utilizó para descubrir las emisiones de radio de la Vía Láctea.

Antes de que Jansky observara la Vía Láctea en la década de 1930, los físicos especularon que las ondas de radio podían observarse desde fuentes astronómicas. En la década de 1860, las ecuaciones de James Clerk Maxwell habían demostrado que la radiación electromagnética está asociada con la electricidad y el magnetismo, y podría existir en cualquier longitud de onda. Se hicieron varios intentos para detectar la emisión de radio del Sol, incluido un experimento de los astrofísicos alemanes Johannes Wilsing y Julius Scheiner en 1896 y un aparato de radiación de ondas centimétricas creado por Oliver Lodge entre 1897 y 1900. Estos intentos no pudieron detectar ninguna emisión debido a limitaciones técnicas de los instrumentos. El descubrimiento de la ionosfera que refleja la radio en 1902 llevó a los físicos a concluir que la capa rebotaría cualquier transmisión de radio astronómica hacia el espacio, haciéndola indetectable.

Karl Jansky descubrió por casualidad la primera fuente de radio astronómica a principios de la década de 1930. Como ingeniero de radio recién contratado en Bell Telephone Laboratories, se le asignó la tarea de investigar la estática que podría interferir con las transmisiones de voz transatlánticas de onda corta. Usando una gran antena direccional, Jansky notó que su sistema de grabación analógico de lápiz y papel seguía registrando una señal repetitiva persistente o 'silbido'. de origen desconocido. Dado que la señal alcanzaba su punto máximo cada 24 horas, Jansky primero sospechó que la fuente de la interferencia era el Sol que cruzaba la vista de su antena direccional. Sin embargo, el análisis continuo mostró que la fuente no seguía exactamente el ciclo diario de 24 horas del Sol, sino que repetía un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Jansky discutió los desconcertantes fenómenos con su amigo, el astrofísico Albert Melvin Skellett, quien señaló que el tiempo observado entre los picos de las señales era la duración exacta de un día sideral; el tiempo que tomó para "fixed" objetos astronómicos, como una estrella, pasar frente a la antena cada vez que la Tierra rota. Al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky finalmente concluyó que la fuente de radiación alcanzaba su punto máximo cuando su antena apuntaba a la parte más densa de la Vía Láctea en la constelación de Sagitario.

Jansky anunció su descubrimiento en una reunión en Washington D.C. en abril de 1933 y nació el campo de la radioastronomía. En octubre de 1933, su descubrimiento se publicó en un artículo de revista titulado "Perturbaciones eléctricas aparentemente de origen extraterrestre" en las Actas del Instituto de Ingenieros de Radio. Jansky concluyó que, dado que el Sol (y, por lo tanto, otras estrellas) no eran grandes emisores de ruido de radio, la extraña interferencia de radio puede ser generada por el gas y el polvo interestelar en la galaxia, en particular, por la "agitación térmica de partículas cargadas". " (La fuente de radio máxima de Jansky, una de las más brillantes del cielo, fue designada como Sagitario A en la década de 1950 y luego se planteó la hipótesis de que la emitían electrones en un fuerte campo magnético. El pensamiento actual es que estos son iones en órbita alrededor un agujero negro masivo en el centro de la galaxia en un punto ahora designado como Sagitario A *. El asterisco indica que las partículas en Sagitario A están ionizadas).

Después de 1935, Jansky quería investigar las ondas de radio de la Vía Láctea con más detalle, pero Bell Labs lo reasignó a otro proyecto, por lo que no siguió trabajando en el campo de la astronomía. Sus esfuerzos pioneros en el campo de la radioastronomía han sido reconocidos por el nombre de la unidad fundamental de densidad de flujo, el jansky (Jy), en su honor.

Antena de Grote Reber en Wheaton, Illinois, primer telescopio de radio parabólica del mundo

Grote Reber se inspiró en el trabajo de Jansky y construyó un radiotelescopio parabólico de 9 m de diámetro en su patio trasero en 1937. Comenzó repitiendo las observaciones de Jansky y luego realizó el primer estudio del cielo en el frecuencias de radio El 27 de febrero de 1942, James Stanley Hey, un oficial de investigación del ejército británico, realizó la primera detección de ondas de radio emitidas por el sol. Más tarde ese año, George Clark Southworth, en Bell Labs como Jansky, también detectó ondas de radio del Sol. Ambos investigadores estaban limitados por el radar que rodeaba la seguridad en tiempos de guerra, por lo que Reber, que no lo estaba, publicó primero sus hallazgos de 1944. Varias otras personas descubrieron de forma independiente las ondas de radio solares, incluidos E. Schott en Dinamarca y Elizabeth Alexander trabajando en la isla Norfolk.

Chart on which Jocelyn Bell Burnell first recognized evidence of a pulsar, in 1967 (exhibited at Cambridge University Library)

En la Universidad de Cambridge, donde se llevó a cabo la investigación ionosférica durante la Segunda Guerra Mundial, J.A. Ratcliffe, junto con otros miembros del Establecimiento de Investigación de Telecomunicaciones que habían llevado a cabo investigaciones sobre radares durante la guerra, crearon un grupo de radiofísica en la universidad donde se observaron y estudiaron las emisiones de ondas de radio del Sol. Esta investigación temprana pronto se ramificó en la observación de otras fuentes de radio celestes y las técnicas de interferometría fueron pioneras para aislar la fuente angular de las emisiones detectadas. Martin Ryle y Antony Hewish del Cavendish Astrophysics Group desarrollaron la técnica de síntesis de apertura de rotación de la Tierra. El grupo de radioastronomía de Cambridge fundó el Observatorio de Radioastronomía Mullard cerca de Cambridge en la década de 1950. Durante finales de la década de 1960 y principios de la de 1970, cuando las computadoras (como la Titan) se volvieron capaces de manejar las inversiones de transformada de Fourier computacionalmente intensivas requeridas, utilizaron la síntesis de apertura para crear un 'One-Mile'; y posteriormente un '5 km' apertura efectiva utilizando los telescopios One-Mile y Ryle, respectivamente. Utilizaron el interferómetro de Cambridge para mapear el cielo de radio, produciendo el segundo (2C) y el tercer (3C) catálogos de fuentes de radio de Cambridge.

Técnicas

Ventana de ondas de radio observable de la Tierra, en trama áspera de la absorción atmosférica de la Tierra y dispersión (o opacidad) de varias longitudes de onda de radiación electromagnética.

Los radioastrónomos utilizan diferentes técnicas para observar objetos en el espectro de radio. Los instrumentos pueden simplemente apuntarse a una fuente de radio energética para analizar su emisión. A "imagen" una región del cielo con más detalle, se pueden grabar múltiples escaneos superpuestos y unirlos en una imagen de mosaico. El tipo de instrumento utilizado depende de la fuerza de la señal y la cantidad de detalle necesaria.

Las observaciones desde la superficie de la Tierra se limitan a las longitudes de onda que pueden atravesar la atmósfera. A bajas frecuencias o largas longitudes de onda, la transmisión está limitada por la ionosfera, que refleja ondas con frecuencias inferiores a su frecuencia de plasma característica. El vapor de agua interfiere con la radioastronomía en frecuencias más altas, lo que ha llevado a construir observatorios de radio que realizan observaciones en longitudes de onda milimétricas en sitios muy altos y secos, para minimizar el contenido de vapor de agua en la línea de visión. Finalmente, los dispositivos de transmisión en la Tierra pueden causar interferencias de radiofrecuencia. Debido a esto, muchos observatorios de radio se construyen en lugares remotos.

Radiotelescopios

Es posible que los radiotelescopios deban ser extremadamente grandes para recibir señales con una baja relación señal-ruido. Además, dado que la resolución angular es una función del diámetro del "objetivo" en proporción a la longitud de onda de la radiación electromagnética que se observa, los radiotelescopios tienen que ser mucho más grandes en comparación con sus homólogos ópticos. Por ejemplo, un telescopio óptico de 1 metro de diámetro es dos millones de veces más grande que la longitud de onda de la luz observada, lo que le otorga una resolución de aproximadamente 0,3 segundos de arco, mientras que un radiotelescopio de "plato" muchas veces ese tamaño puede, dependiendo de la longitud de onda observada, solo ser capaz de resolver un objeto del tamaño de la luna llena (30 minutos de arco).

Radiointerferometría

El Atacama Gran Millimeter Array (ALMA), muchas antenas unidas en un interferómetro de radio

An óptica imagen de la galaxia M87 (HST), una imagen de radio de la misma galaxia utilizando Interferometría (Muy Grande Array – VLA), y una imagen de la sección central (VLBA) utilizando un Array de base muy largo (VLBI Global) que consiste en antenas en EE.UU., Alemania, Italia, Finlandia, Suecia y España. Se sospecha que el chorro de partículas es alimentado por un agujero negro en el centro de la galaxia.

La dificultad para lograr altas resoluciones con un solo radiotelescopio condujo a la radiointerferometría, desarrollada por el radioastrónomo británico Martin Ryle y el ingeniero, radiofísico y radioastrónomo australiano Joseph Lade Pawsey y Ruby Payne-Scott en 1946. El primer uso de un El interferómetro de radio para una observación astronómica fue realizado por Payne-Scott, Pawsey y Lindsay McCready el 26 de enero de 1946 utilizando una antena de radar convertida única (conjunto de banda ancha) a 200 MHz cerca de Sydney, Australia. Este grupo usó el principio de un interferómetro de acantilado marino en el que la antena (anteriormente un radar de la Segunda Guerra Mundial) observaba el Sol al amanecer con interferencia derivada de la radiación directa del Sol y la radiación reflejada del mar. Con esta línea de base de casi 200 metros, los autores determinaron que la radiación solar durante la fase de explosión era mucho más pequeña que la del disco solar y provenía de una región asociada con un gran grupo de manchas solares. El grupo de Australia expuso los principios de la síntesis de apertura en un artículo innovador publicado en 1947. El uso de un interferómetro de acantilado marino había sido demostrado por numerosos grupos en Australia, Irán y el Reino Unido durante la Segunda Guerra Mundial, que habían observado interferencia. franjas (la radiación de retorno del radar directo y la señal reflejada desde el mar) de las aeronaves entrantes.

El grupo de Cambridge de Ryle y Vonberg observó el Sol a 175 MHz por primera vez a mediados de julio de 1946 con un interferómetro de Michelson que constaba de dos antenas de radio con espaciamientos de algunas decenas de metros hasta 240 metros. Demostraron que la radiación de radio tenía un tamaño inferior a 10 minutos de arco y también detectaron polarización circular en las ráfagas de Tipo I. Otros dos grupos también habían detectado polarización circular aproximadamente al mismo tiempo (David Martyn en Australia y Edward Appleton con James Stanley Hey en el Reino Unido).

Los interferómetros de radio modernos consisten en radiotelescopios muy separados que observan el mismo objeto y que están conectados entre sí mediante cable coaxial, guía de ondas, fibra óptica u otro tipo de línea de transmisión. Esto no solo aumenta la señal total recopilada, sino que también se puede usar en un proceso llamado síntesis de apertura para aumentar enormemente la resolución. Esta técnica funciona superponiendo ("interfiriendo") las ondas de señal de los diferentes telescopios según el principio de que las ondas que coinciden con la misma fase se sumarán entre sí, mientras que dos ondas que tengan fases opuestas se cancelarán entre sí.. Esto crea un telescopio combinado que es del tamaño de las antenas más alejadas del conjunto. Para producir una imagen de alta calidad, se requiere una gran cantidad de separaciones diferentes entre los diferentes telescopios (la separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera, vista desde la fuente de radio, se denomina "línea de base"), tantas Se requieren las líneas de base posibles para obtener una imagen de buena calidad. Por ejemplo, el Very Large Array tiene 27 telescopios que proporcionan 351 líneas de base independientes a la vez.

Interferometría de línea base muy larga

A partir de la década de 1970, las mejoras en la estabilidad de los receptores de radiotelescopios permitieron combinar telescopios de todo el mundo (e incluso en órbita terrestre) para realizar interferometría de línea de base muy larga. En lugar de conectar físicamente las antenas, los datos recibidos en cada antena se emparejan con información de tiempo, generalmente de un reloj atómico local, y luego se almacenan para su posterior análisis en cinta magnética o disco duro. Posteriormente, los datos se correlacionan con datos de otras antenas registrados de manera similar, para producir la imagen resultante. Usando este método es posible sintetizar una antena que es efectivamente del tamaño de la Tierra. Las grandes distancias entre los telescopios permiten alcanzar resoluciones angulares muy altas, mucho mayores de hecho que en cualquier otro campo de la astronomía. En las frecuencias más altas, son posibles haces sintetizados de menos de 1 milisegundo de arco.

Los arreglos VLBI preeminentes que operan hoy en día son Very Long Baseline Array (con telescopios ubicados en América del Norte) y la red europea VLBI (telescopios en Europa, China, Sudáfrica y Puerto Rico). Cada matriz generalmente opera por separado, pero los proyectos ocasionales se observan juntos produciendo una mayor sensibilidad. Esto se conoce como Global VLBI. También hay redes VLBI, que operan en Australia y Nueva Zelanda llamadas LBA (Long Baseline Array), y conjuntos en Japón, China y Corea del Sur que observan juntos para formar la Red VLBI de Asia Oriental (EAVN).

Desde sus inicios, el registro de datos en medios duros era la única forma de reunir los datos registrados en cada telescopio para su posterior correlación. Sin embargo, la disponibilidad actual de redes mundiales de gran ancho de banda hace posible realizar VLBI en tiempo real. Esta técnica (denominada e-VLBI) fue pionera en Japón y adoptada más recientemente en Australia y Europa por la EVN (European VLBI Network), que realiza un número cada vez mayor de proyectos científicos de e-VLBI al año.

Fuentes astronómicas

Una imagen radiofónica de la región central de la Vía Láctea. La flecha indica un remanente de supernova que es la ubicación de un transitorio recién descubierto, que reventó la fuente de radio de baja frecuencia GCRT J1745-3009.

La radioastronomía ha llevado a aumentos sustanciales en el conocimiento astronómico, particularmente con el descubrimiento de varias clases de nuevos objetos, incluidos púlsares, cuásares y radiogalaxias. Esto se debe a que la radioastronomía nos permite ver cosas que no son detectables en la astronomía óptica. Dichos objetos representan algunos de los procesos físicos más extremos y energéticos del universo.

La radiación de fondo cósmico de microondas también se detectó por primera vez utilizando radiotelescopios. Sin embargo, los radiotelescopios también se han utilizado para investigar objetos mucho más cercanos a casa, incluidas las observaciones del Sol y la actividad solar, y el mapeo por radar de los planetas.

Otras fuentes incluyen:

• Sol
• Júpiter
• Sagitario A, el Centro Galáctico de la Vía Láctea, con una porción Sagitario A* pensó ser una onda de radio emitiendo agujero negro supermasivo
• Los núcleos galácticos activos y los pulsadores tienen chorros de partículas cargadas que emiten radiación sincrotrón
• Los cúmulos de galaxias fusionados suelen mostrar emisiones de radio difusas
• Los restos de Supernova también pueden mostrar emisiones de radio difusas; los pulsares son un tipo de remanente supernova que muestra una emisión altamente sincronizada.
• El fondo cósmico de microondas es la emisión de radio y microondas en el cuerpo negro

Regulación internacional

Antena 70 m del Complejo de Comunicaciones de Espacio Profundo de Goldstone, California

Antena 110m del telescopio de radio del Banco Verde, EE.UU.

Servicio de radioastronomía (también: servicio de radiocomunicaciones de radioastronomía) es, según el artículo 1.58 del Reglamento de Radiocomunicaciones (RR) de la Unión Internacional de Telecomunicaciones (UIT).), definido como "Un servicio de radiocomunicaciones que implica el uso de la radioastronomía". El objeto de este servicio de radiocomunicaciones es recibir ondas de radio transmitidas por objetos astronómicos o celestes.

Asignación de frecuencia

La asignación de frecuencias de radio se proporciona de acuerdo con el Artículo 5 del Reglamento de Radiocomunicaciones de la UIT (edición de 2012).

Para mejorar la armonización en la utilización del espectro, la mayoría de las asignaciones de servicios estipuladas en este documento se incorporaron en las tablas nacionales de asignación y utilización de frecuencias, lo cual es responsabilidad de la administración nacional correspondiente. La asignación puede ser primaria, secundaria, exclusiva y compartida.

• asignación primaria: se indica por escrito en mayúsculas (véase el ejemplo infra)
• asignación secundaria: se indica por letras pequeñas
• utilización exclusiva o compartida: es responsabilidad de las administraciones

De acuerdo con la Región de la UIT correspondiente, las bandas de frecuencia se asignan (primarias o secundarias) al servicio de radioastronomía de la siguiente manera.