La radioastronomía es una rama de la astronomía que se ocupa de la observación del cielo en la zona de las ondas de radio . Es una ciencia relativamente joven que nació en la década de 1930 pero que solo despegó en las décadas de 1950/60 con la producción de grandes instrumentos ( Parkes , Greenbank , Arecibo , Jodrell Bank , Westerbork y Nançay ). Todo el espectro de radio es de interés para la astronomía y la cosmología, pero por razones técnicas las frecuencias observadas están limitadas al intervalo entre 1 MHz y alrededor de 1000 GHz .
Las observaciones de estas señales generalmente de baja potencia son muy sensibles a la interferencia humana o terrestre y están ahogadas por el ruido cósmico . Para aislar las señales y proporcionar medidas precisas, requieren el uso de instrumentos de gran tamaño, radiotelescopios , que movilizan recursos a escala nacional o incluso internacional ( ALMA , LOFAR , SKA ). Las señales de radiotelescopios individuales a menudo se combinan ( interferometría ). Los observatorios espaciales también se utilizan para mediciones que requieren un entorno no reproducible en la Tierra ( Planck , etc.) o para realizar interferometría de base muy larga ( RadioAstron ).
La radioastronomía ha realizado importantes contribuciones en áreas como la estructura de nuestra galaxia (a través de la medición de la distribución de hidrógeno atómico ), los procesos físicos dentro de nuestro Sol , la composición y evolución de las nubes de gas interestelar. Y los viveros de estrellas , la estructura y la evolución de las galaxias, la determinación de los parámetros cosmológicos del universo (análisis del fondo cósmico difuso ) y finalmente los procesos físicos en el origen de las emisiones radioeléctricas de plasmas , planetas y del medio interplanetario de nuestro sistema solar .
La historia de la radioastronomía está ligada a la de las radiocomunicaciones. Las ondas de radio fueron descubiertas por Heinrich Hertz en 1889 y menos de 10 años después, Guglielmo Marconi desarrolló la telegrafía inalámbrica , la primera aplicación práctica. Desde el comienzo del XX ° siglo, varios investigadores ( Oliver Lodge , Charles Nordmann , ...) tratar de detectar las ondas de radio naturales del sol , pero sus experimentos fallar debido a la baja sensibilidad de estos y aquellos que - aquí tener lugar mientras la actividad solar es mínima.
Los inicios de la radioastronomía se derivan del descubrimiento accidental en 1933 por Karl Jansky de señales de origen cósmico. Este ingeniero trabaja en el laboratorio de investigación y desarrollo de la compañía telefónica estadounidense Bell . Observa señales de radio que regresan cada 23 horas 56 minutos, es decir un día sideral (duración de la rotación de la Tierra). Entiende que esta periodicidad implica que la fuente de estas señales de radio son las estrellas . Sucede para determinar que una emisión de radio proviene del centro de la galaxia en la longitud de onda de 15 metros. Publicó este resultado en 1935 pero estas conclusiones no dieron lugar a ninguna investigación u observación en el mundo de la investigación o la astronomía. En 1936, año del máximo solar, muchas estaciones de radio recibieron ruido parásito vinculado a la actividad solar, pero no se realizó la conexión. JS Hey, que trabaja en el desarrollo de radares, en 1942 detecta emisiones de radio en la longitud de onda de 1 metro y vuelve a su origen que coincide con las manchas solares . Estos resultados no se publicaron hasta 1946, después de que terminó la Segunda Guerra Mundial.
El primer radiotelescopio fue construido en 1936 por el astrónomo aficionado Grote Reber, quien durante 10 años fue el único en observar esta nueva fuente de datos sobre el cosmos. El trabajo en radares durante la Segunda Guerra Mundial aceleró el desarrollo de tecnologías que serían implementadas por radiotelescopios. Fue en este momento que se detectaron las emisiones del Sol en las longitudes de onda de 150 MHz, 3 y 10 GHz. Después de la Segunda Guerra Mundial , la investigación comenzó a mayor escala con equipos militares reciclados ( radares ). En Francia, a partir de 1947, Yves Rocard con dos antenas de origen alemán de 7,5 m de diámetro creó un servicio de observación dirigido por Jean-François Denisse . En 1952, obtuvo los medios para construir un observatorio más grande, la estación de radioastronomía de Nançay ( Cher ) con 32 radiotelescopios alineados, inaugurada en 1956.
La 25 de marzo de 1951, Harold Ewen y Edward Purcell detectan la línea de 21 cm de hidrógeno neutro en la Vía Láctea con una antena de cuerno .
En 1963 , Arno Allan Penzias y Robert Woodrow Wilson descubrieron la radiación fósil del Big Bang predicha por George Gamow mientras intentaban eliminar el ruido de fondo en sus equipos de transmisión.
En 1965 , se descubrió el fondo cosmológico difuso ; Georges Lemaître lo había predicho en su teoría de la explosión primitiva, en su artículo (en francés) dirigido a Sir Eddington, lo define como el "brillo desaparecido de la formación de mundos", vinculándolo a la teoría de la explosión primordial; lo que Fred Hoyle, partidario de la teoría "estacionaria", había caricaturizado al designar con este término el big bang que se convirtió así en el símbolo de la teoría de la expansión del universo. La disciplina de la radioastronomía está creciendo sin precedentes en la historia de la astronomía .
En 1967 , Jocelyn Bell Burnell detectó el primer púlsar , pero fue su supervisor de tesis, Antony Hewish , quien recibió el Premio Nobel de Física en 1974 por su contribución a la radioastronomía, lo que desató una controversia ( fr ) .
Existen varios mecanismos en el origen de las emisiones de radio de origen cósmico:
Dependiendo de su origen, las emisiones de radio tienen un espectro continuo, es decir, distribuidas en una banda de frecuencia ancha, o un espectro estrecho (emisiones de fotones correspondientes a líneas espectrales).
Las frecuencias observadas en radioastronomía dependen de los tipos de fuente cósmica, pero están limitadas por perturbaciones de radio terrestres naturales ( ionosfera , troposfera , etc.), cósmicas ( ruido cósmico , etc.) y humanas (teléfonos celulares, transmisores de radio / televisión, radares). , etc.). Las observaciones desde el suelo debidas a perturbaciones en la ionosfera son técnicamente factibles en determinadas condiciones solo desde 1,5 MHz, pero en la práctica solo se realizan desde frecuencias inferiores a 30 MHz. En el otro extremo del espectro radioeléctrico, en el campo de las ondas milimétricas y submilimétricas, las ondas son parcialmente interceptadas por el vapor de agua atmosférico, lo que conduce a la instalación (como en el caso de los telescopios ópticos) de radiotelescopios en emplazamientos ubicados a alturas muy elevadas ( ALMA, NOEMA, JCMT ).
Las bandas espectrales utilizadas en radioastronomía están parcialmente protegidas de las perturbaciones de origen humano mediante normas impuestas a los fabricantes de dispositivos que emiten ondas de radio. Estos estándares están establecidos por la Unión Internacional de Telecomunicaciones .
Frecuencia | Longitud de onda | Otra designación | Designación internacional |
Fuentes de radio cósmicas (ejemplos) |
Radio telescopios (ejemplos) |
Interferencia natural / humana |
---|---|---|---|---|---|---|
3-30 Hz | 100.000-10.000 kilometros | frecuencia extremadamente baja (EBF / ELF) | Intercepción técnicamente inobservable por la ionosfera |
|||
30-300 Hz | 10,000-1,000 kilometros | muy baja frecuencia (SBF / SLF) | ||||
300-3000 Hz | 1000-100 kilometros | frecuencia ultrabaja (UBF / ULF) | ||||
3-30 kHz | 100-10 kilometros | ondas miriamétricas | muy baja frecuencia (TBF / VLF) | |||
30-300 kHz | 10-1 kilometros | ondas kilométricas | baja frecuencia (LF / LF) | |||
300 kHz-3 MHz | 1 km-100 m | Ondas MF | frecuencia media (MF / MF) | |||
3 MHz-30 MHz | 100-10 m | HF onda corta |
alta frecuencia (HF / HF) | |||
30-300 MHz | 10-1 m | ondas métricas de onda ultracorta |
muy alta frecuencia (THF / VHF) | Pulsar | LOFAR (10-240 MHz) | |
300 MHz-3 GHz | El 1m-10cm | UHF de microondas de 1 GHz |
frecuencia ultra alta (UHF / UHF) |
Línea espectral de hidrógeno neutro (1,42 GHz) Pulsar |
SKA (100 MHz-25 GHz) Nançay (1-3,5 GHz) |
|
3-30 GHz | 10-1 cm | ondas centimétricas microondas |
frecuencia súper alta (SHF / SHF) | Pulsar | Banco verde (290 MHz-90 GHz | |
30-300 GHz | 1 cm-1 milímetro | ondas milimétricas microondas |
frecuencia extremadamente alta (EHF / EHF) |
Fondo cosmológico difuso (160 GHz) Línea de monóxido de carbono (115 GHz) |
ALMA (30-950 GHz) NOEMA , SMA (180-418 GHz) |
Vapor de agua atmosférico |
300-3000 GHz | 1 mm-100 µm | ondas submilimétricas | Terahercios | Polvo interestelar |
JCMT (230–660 GHz) APEX (200-1500 GHz) |
Vapor de agua atmosférico |
Se realizan las siguientes mediciones de señales de radio:
Las transmisiones de radio de origen cósmico recibidas en la Tierra generalmente tienen muy poca potencia (generalmente aparecen como ruido aleatorio) con la excepción de las siguientes fuentes de radio:
Para obtener suficiente señal, algunas antenas son gigantes, por ejemplo el radiotelescopio de Arecibo tiene un diámetro de 305 metros. Para obtener una resolución fina, se utilizan matrices de antenas e incluso Very Large Array .
Como ocurre con la astronomía óptica, existen radioastrónomos aficionados .
Las bandas dedicadas a la radioastronomía tienen asignaciones específicas para su uso por este servicio de radioastronomía.
Estas ventanas de radio dan acceso a varios cuerpos celestes porque las distribuciones de banda protegen contra la interferencia de otros servicios.
Bandas de la UIT | Tipos de observación |
---|---|
13,36 MHz a 13,41 MHz | Sol , Júpiter |
25,55 MHz a 25,67 MHz | Sol, Júpiter |
37,5 MHz a 38,25 MHz | Júpiter |
73 MHz a 74,6 MHz | sol |
150,05 MHz a 153 MHz | Continuo , pulsar , sol |
322 MHz a 328,6 MHz | Continuo, deuterio |
406,1 MHz a 410 MHz | Continuum |
608 MHz a 614 MHz | VLBI |
1330 MHz a 1400 MHz | Línea HI desplazada al rojo |
1400 MHz a 1427 MHz | Línea HI |
1610,6 MHz a 1613,8 MHz | Líneas OH |
1660 MHz a 1670 MHz | Líneas OH |
De 1718,8 MHz a 1722,2 MHz | Líneas OH |
De 2655 MHz a 2700 MHz | Continuum, HII |
3100 MHz a 3400 MHz | Líneas CH |
4800 MHz a 5000 MHz | Líneas VLBI, HII, H 2 CO y HCOH |
De 6.650 MHz a 6.675,2 MHz | CH 3 OH, VLBI |
De 10,60 GHz a 10,70 GHz | Quasar, líneas H 2 CO, continuo |
14,47 GHz a 14,50 GHz | Quasar, líneas H 2 CO, continuo |
15,35 GHz a 15,40 GHz | Quasar, líneas H 2 CO, continuo |
22,01 GHz a 22,21 GHz | Línea de H 2 O desplazada al rojo |
22,21 GHz a 22,5 GHz | Líneas de H 2 O |
22,81 GHz a 22,86 GHz | NH 3 , HCOOCH 3 líneas |
23,07 GHz a 23,12 GHz | NH 3 líneas |
23,6 GHz a 24,0 GHz | Línea NH 3 , Continuum |
31,3 GHz a 31,8 GHz | Continuum |
36,43 GHz a 36,5 GHz | Líneas HC 3 N, OH |
42,5 GHz a 43,5 GHz | Línea SiO |
47,2 GHz a 50,2 GHz | Líneas CS, H 2 CO, CH 3 OH, OCS |
51,4 GHz a 59 GHz | |
76 GHz a 116 GHz | Continuo, líneas moleculares |
123 GHz a 158,5 GHz | H 2 CO, DCN, H 2 CO, líneas CS |
164 GHz a 167 GHz | Continuum |
168 GHz a 185 GHz | H 2 O, O 3 , múltiples líneas |
191,8 GHz a 231,5 GHz | Línea CO a 230,5 GHz |
241 GHz a 275 GHz | Líneas C 2 H, HCN, HCO + |
275 GHz a 1000 GHz | Continuum, líneas moleculares |