Significado de «radioastronomía»

1. f. Ciencia que estudia los astros y la estructura del Universo por medio de radiotelescopios y procedimientos electrónicos.
   
   
   
   Radioastronomía: dos antenas del Instituto Argentino de Radioastronomía. CC
   
   
   

   Historia de la Radioastronomía

   
   
   En 1931 observó K. G. Jansky que las perturbaciones parásitas de un aparato de radio sintonizado a una longitud de onda de 15 m eran más fuertes cuando coincidía hallarse encima la Vía Láctea. En este momento nació la Radioastronomía.
   
   A Grote Reber, ingeniero de radio y astrónomo aficionado, corresponde el mérito de haber convencido a los astrónomos de que las ondas cósmicas de radio pueden facilitar información inaccesible a los más potentes telescopios. Los grandes progresos conseguidos en la radio, la electrónica y el radar durante la II Guerra Mundial han desembocado en un desarrollo sin precedentes de los métodos de observación radioastronómica.
   
   La diferencia fundamental entre las radiaciones de luz visible y las de radiofrecuencia consiste en que aquéllas se propagan en longitudes de onda de 0,4 a 0,7 u (micras) (1 u = 0,0001 cm), en tanto que éstas lo hacen en una longitud de onda comprendida entre 1 cm y 30 m. La ionosfera no transmite ondas de radio más largas: las comprendidas entre 1 m y 1 cm quedan absorbidas por el vapor de agua y el oxígeno de nuestra Atmósfera.
   
   Como el Sol, las estrellas y las nebulosas poseen elevadas temperaturas superficiales, esperaban los astrónomos que la mayor parte de la radiación emitida por estos cuerpos perteneciera al campo de las longitudes de onda corta y que sus ondas más largas serían de intensidad sumamente débil. Pero he aquí que algunos cuerpos celestes, inesperadamente, emiten grandes cantidades de radiaciones de onda larga, a veces 1000 000 000 de veces más de lo que cabría esperar de emisores «negros» corrientes (v. Cuerpo negro). Por añadidura, los métodos electrónicos empleados en la detección de interferencias de radio estáticas han logrado tal perfección que actualmente pueden registrarse radiaciones extremadamente débiles de una longitud comprendida entre 1 cm y 30 metros.
   
   

   Radiotelescopios

   
   
   La Radioastronomía utiliza antenas apropiadas para recoger toda la radiación posible y enfocarla sobre un dipolo eléctrico sintonizado a una determinada longitud de onda o frecuencia. (Tratándose de radiaciones electromagnéticas la frecuencia en ciclos por segundo es igual a la velocidad de la luz, 3 x 1010 cm/s, dividido por la longitud de onda; así una longitud de onda de 1 m corresponde a 3 X 108 ciclos/s, es decir, 300 Mc/s.) Las antenas más aparatosas tienen la forma de grandes pantallas cóncavas, parabólicas, cubiertas de listas de metal o de un tamiz de tela metálica.
   
   Un gran radiotelescopio de este tipo es el montado en 1954 en la Estación Experimental de Jodrell Bank, de la Universidad de Manchester (Inglaterra), que tiene una abertura o diámetro de 76 m. Esta descomunal antena recoge toda la radiación qué llega perpendicularmente a su espejo, de 76 m de diámetro, y además posee gran poder resolvente o directividad.
   
   Como utiliza ondas de radio largas, no puede resolver (separar) dos objetos que se encuentren a una distancia, inferior a 0,2° de arco, en tanto que un telescopio óptico ordinario de 114 mm de abertura resuelve dos objetos que sólo se encuentren separados por 10" de arco. Este fallo en la precisión selectiva de los radiotelescopios puede corregirse, aunque sólo sea parcialmente, utilizando dispositivos interferométricos a base de dos o más antenas separadas por algunos centenares de metros.
   
   La ventaja de los radiotelescopios radica en su poder penetrante. Así como las ondas de la radiodifusión corriente atraviesan las paredes de una casa, las ondas radioastronómicas perforan las nubes de polvo y los gases interestelares que son opacos para la luz visible (v. Materia interestelar). Por esto es posible explorar con un radiotelescopio el invisible núcleo central de la Vía Láctea e incluso los brazos en espiral que se encuentran más allá del núcleo, a distancias de 50000-100000 años luz. Véase Telescopio.
   
   El Sol
   
   Cuando el Sol está desprovisto de manchas y de otras perturbaciones, las ondas de radio más cortas vienen de cerca de su superficie y corresponden a la temperatura de un cuerpo negro de unos 10000 °K (v. Cero absoluto); las longitudes de onda más larga emitidas por la Fotosfera (superficie) no atraviesan la Corona solar.
   
   Lo que se registra a longitudes de onda de unos pocos metros es la radiación de la corona opaca, la cual posee una temperatura de aproximadamente 1000 000 °K. En sus periodos de perturbación el Sol envía súbitas explosiones de radioemisiones 1000 000 000 de veces más intensas que las normales.
   
   Como estas explosiones se observan generalmente primero en las longitudes de onda más cortas, procedentes de cerca de la fotosfera y después se desplazan hacia longitudes de onda cada vez mayores que se originan a mayores alturas, se cree que están relacionadas con las explosiones de materia solar: cuanto mayor sea su altura sobre la fotosfera, mayor es la longitud de onda registrada.
   
   Como todas las explosiones súbitas son sumamente efímeras, sus velocidades son enormes. Las de velocidad moderada, del orden de 1000 km/s, tal vez sean idénticas a las violentas prominencias (o llamaradas) que producen la Aurora boreal cuando alcanzan la Tierra. Las explosiones más violentas corresponden a velocidades de 100000 kilómetros por segundo.
   
   La Vía Láctea
   
   La Vía Láctea, en su conjunto, produce tal catarata de ondas que el cielo nocturno aparecería brillante a nuestros ojos si éstos fueran sensibles a las ondas de la radio.
   
   La región más brillante, una pequeña zona de un grado de diámetro situada en la constelación de Sagitario, corresponde al centro de nuestra Galaxia. Algunas Galaxias, como la nebulosa de Andrómeda, son también débiles emisores de radiaciones radio.
   
   Por radioestrellas, nombre sin duda inapropiado, se entienden ciertas zonas aisladas del cielo que emiten radiaciones mucho más abundantes que las difusas zonas de su fondo.
   
   Los principales objetos de este tipo son:
   
   a) antiguas supernovae, como la nebulosa del Cangrejo, en que la radioemisión proviene de las turbulentas masas de gas lanzadas en la explosión original de la Nova (año 1054 de nuestra Era, para la nebulosa del Cangrejo);
   
   b) nebulosidades filamentosas de tipo sumamente turbulento en la Vía Láctea;
   
   c) pares de galaxias en colisión, en que la radioemisión se debe probablemente a los gases agitados en la colisión más que a las estrellas de las galaxias;
   
   d) algunas estrellas peculiarmente activas, probablemente de la misma naturaleza que las variables, pero sujetas a perturbaciones de mucha mayor importancia parecidas a las solares.
   
   Hidrógeno neutro
   
   La emisión en una longitud de onda de 21,1 cm, producida por átomos neutros de hidrógeno en las regiones más frías de la Vía Láctea, fue intuida por C. H. van de Hulst en Holanda y descubierta casi simultáneamente en Harvard, Leiden y Sidney (Australia).
   
   Las mediciones exactas de los cambios de longitud de onda (desplazamientos Doppler) de esta línea de emisión como consecuencia de los movimientos del hidrógeno nos han facilitado una descripción casi completa de la estructura espiral de la Vía Láctea y de su rotación en tomo al centro galáctico.
   
   Asimismo, han llevado a la conclusión de que la razón entre la masa de gas y la masa de polvo en las nebulosidades negras de Tauro es aproximadamente de 100 a 1.
   
   Meteoritos
   
   Las observaciones por radar de los meteoritos constituyen una rama específica de la Radioastronomía. No sólo han permitido descubrir lluvias diurnas de meteoros, sino que han revelado, mediante exactas mediciones por radar de sus velocidades, que todos o casi todos los meteoritos pertenecen al Sistema Solar. Al menos no ha podido observarse hasta ahora ninguno procedente del exterior del sistema.
   
   La Luna refleja y reemite la luz del Sol, convirtiéndola parcialmente en ondas de radio. El estudio de las radioemisiones de la superficie lunar ha permitido deducir que el satélite está cubierto de una fina capa de polvo.
   
   ♦ Para más información ver: astronomía.

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