Fuentes radio en Astrofísica Charla presentada en:

FUENTES DE EMISIÓN RADIO EN ASTROFÍSICA

José Manuel Carrasco

(Fichero powerpoint de la presentación de la charla aquí)



El rango radio fué el segundo en aplicarse a la observación astronómica. Esto es debido a una característica que comparte con la ventana visible del espectro; y es que, estos dos rangos del espectro electromagnético son los únicos que nos llegan a la superfície terrestre sin apenas sufrir absorción por los gases atmosféricos.

Pero, incluso con esta ventaja del rango del radio para la astronomía, no fué hasta 1932, cuando Karl Jansky detectó la primera señal radio proviniente de fuera de la atmósfera terrestre.


Fig. 1: Karl Jansky frente a su radioantena con la que descubrió la primera fuente radio
extraterrestre (el centro de la Vía Láctea), en 1932, mientras hacía un estudio para
la Bell Telephone sobre las interferencias radio para las comunicaciones.


Hay una gran variedad de objetos astrofísicos que emiten en la región radio. Los mecanismos de la generación de esta radiación radio puede ser debida a procesos térmicos o a procesos no térmicos. Dependiendo de qué mecanismo sea el generador en el objeto emisor, en la Tierra detectaremos un espectro radio con rasgos diferentes, permitiendonos así saber el proceso asociado a la fuente, y por lo tanto, saber algo más de la física reinante en el objeto.

Los objetos que emiten en radio son básicamente, u objetos muy fríos (como puede ser el gas interestelar), o son objetos que provocan movimientos de electrones y partículas cargadas (púlsars, radiogaláxias, ...). Los radioastrónomos estudian muchos de los objetos que se estudian en astronomía óptica, pero a parte, observar el rango radio nos ha proporcionado nuevos tipos de objetos y procesos a estudiar que no se ven en la astronomía óptica.


Medio interestelar

Hay muchas regiones de la Vía Láctea que no pueden verse con los telescopios ópticos habituales, ya que su luz atraviesa regiones con mucho gas y polvo, las denominadas nubes de materia interestelar, que no la deja pasar. Esto, en cambio, no le pasa a las ondas radio que, debido a que su longitud de onda es mayor, no se percata de la presencia de estos granos de materia interestelar y la atraviesa sin problemas. Esto nos permite, pues, observar los fenómenos que hay más allá de la nube, y los que se producen en la propia nube, observando la región radio en vez de la visible.

El centro de la galáxia fué la primera fuente extraterrestre radio que detectó Jansky. Esto es debido a la gran cantidad de objetos que se acumulan en esta dirección y que no pueden ser observados con telescopios ópticos a causa de la gran cantidad de polvo que encontramos allí.

Si lo que queremos estudiar es el propio medio interestelar, en particular las nubes de hidrógeno neutro, también debemos recurrir al espectro radio. El gas interestelar está compuesto básicamente de hidrógeno. El hidrógeno está formado por un protón y un electrón. El estado de menos energía de estos átomos és aquel en el que el protón y el electrón tienen diferente sentido de rotación (diferente spin). A veces, en cambio, mediante colisiones de átomos, el hidrógeno puede coger una cierta energía forzando al electrón a rotar en el mismo sentido que el protón. Como esta situación no es estable, el átomo acabará liberando de nuevo la energía adquirida (se desexcitará), y emitirá una onda radio con una longitud de onda que es de 21.11 cm (o 1428 MHz si hablamos en términos de frecuencia). Así, a nosotros nos llegarán fotones con esta longitud de onda si miramos allá donde haya hidrógeno neutro. Esto sirve, pues, para hacer mapas de los lugares en donde hay materia interestelar. Además gracias al efecto Doppler, que provoca una modificación de la longitud de onda según si el cuerpo emisor se aleja o se acerca de nosotros, podemos saber también el movimiento que tiene esta nube de materia. Estos estudios son los que han permitido mostrar la existencia de los brazos espirales de la galáxia y su dinámica.


Fig. 2: La línea de 21 cm. del hidrógeno neutro se usa para trazar la estructura espirar de las galáxias.
En esta imagen podemos ver la galáxia M101 en esta longitud de onda. Esto mismo se puede hacer con
nuestra propia galáxia para intentar averiguar de cuántos brazos está compuesta. El efecto Doppler
sobre esta línea nos ayudará a saber también la dinámica interna de estas estructuras.


Otro tipo de nubes de material interestelar que se deben observar en radio són las nubes de gas molecular. Estas nubes són gigantescos cúmulos de gas con millones de masas solares en forma de gas. El hecho de que estas nubes tengan una gran densidad, unido a una temperatura extremadamente baja (unos 10ºK), convierte estas nubes en lugares privilegiados para la formación estelar, como así lo prueban que casi todos los objetos jóvenes de la Vía Láctea (estrellas OB, cúmulos abiertos, protoestrellas y regiones de hidrógeno ionizado) se encuentren asociados a este tipo de nubes moleculares. Las nubes moleculares estan compuestas de hidrógeno molecular (H2), monóxido de carbono (CO), hidroxilo (OH) y otras moléculas más complejas. Las moléculas de H2 son las más abundantes en estas regiones pero en cambio no emiten con facilidad y no son detectables. Así, como trazador de estas regiones se usa la molécula de CO, que emite a una longitud de onda de 2.6 mm., también dentro de las denominadas ondas radio.

Fig. 3: El hidrógeno molecular emite dificilmente. Por este motivo se utiliza como trazador otras moleculas presentes en las nubes moleculares, como por ejemplo el monóxido de carbono. En esta imagen podemos ver un ejemplo de esto. En el panel izquierdo tenemos una región tal y como se vé en el visible. Vemos una zona oscura en la que podemos suponer que hay una nube molecular y por tanto, quizás se esté formando alguna estrella en su interior. Si, en cambio, miramos con una radioantena podemos ver la estructura interna de la nube y presumir dónde se está produciendo la formación estelar.


El Sol

Una vez quedó claro que el universo también se podía observar en la ventana radio, los astrónomos se dedicaron a identificar las regiones del cielo donde había emisión radio con algún objeto óptico, si existía. Lógicamente, el objeto más inmediato de observar era el Sol. Encontraron, ciertamente, que el Sol emitía en radio. El Sol es una estrella bastante ordinaria (masa, temperatura y edad ni muy grandes ni muy pequeñas, ...).

En la parte del curso dedicada a los mecanismos de emisión radio hemos podido ver cómo cualquier cuerpo, por estar a una cierta temperatura, emite en todas las frecuencias del espectro con un máximo de emisión que depende de la temperatura. Es lo que llamábamos emisión del cuerpo negro. La superfície del Sol está a unos 5750 ºK. El máximo de emisión asociado a esta temperatura cae alrededor de los 5500 nm (rango visible). Es por este motivo que nuestro ojo eligió la ventana visible para evolucionar y no la ventana radio que también llega a la superfície terrestre, ya que la cantidad de luz visible es mayor que en la región radio. Pero la cantidad de luz radio que nos llega proviniente del sol debido a su temperatura no es despreciable.


Fig. 4: Espectro de cuerpo negro del Sol. La línea roja es el espectro observado del Sol y en azul podemos ver el espectro de cuerpo negro que más se aproxima al espectro solar. Según esto podemos decir que la superfície del sol está a unos 5800 grados Kelvin (T(K)=T(ºC)-273). Podemos ver que la mayor parte de la emisión del Sol nos llega en el rango visible. La región radio, la zona derecha de la gráfica es pequeña, pero no despreciable.


El sol parece tener un ciclo de 11 años en su actividad. Cada 11 años nos encontramos en una etapa donde el Sol está muy activo y violento, apareciendo grandes manchas solares, llamaradas, etc. El anterior máximo solar fué el año 2000-2001. Durante estas etapas el Sol emite más intensamente en radio, y de hecho en todos los rangos espectrales, debido a los violentos procesos que sufre.

Las manchas solares són zonas más oscuras de la superfície del Sol (debido a que son zonas con menor temperatura, unos 4000ºK comparados con los 6000ºK del resto de la superfície). De estas manchas solares salen las líneas de campo magnético asociados aparentemente con el campo magnético del Sol. Como ya hemos visto, las partículas cargadas (electrones, protones, etc) se mueven siguiendo las líneas de campo magnético haciendo espirales y emitiendo así la llamada radiación sincrotrón. Así pues, el Sol emite más intensamente en radio allá adonde haya un buen grupo de manchas solares, y por tanto, emitirá más en las épocas de máximos solares.

Fig. 5: Las manchas solares son regiones donde salen y entran líneas de campo magnético. Las partículas cargadas
de la superfície del Sol se ven arrastradas y su movimiento genera radiación sincrotrón que se puede observar
en las frecuencias radio (panel de la derecha).


El fenómeno de las llamaradas solares también está relacionado con las líneas magnéticas de las manchas solares. Las emisiones radio que producen se pueden observar en la Tierra con longitudes de onda de 1 a 60 m (300-5 MHz). A veces, cuando la actividad solar se incrementa, se producen eyecciones de materia coronal consistente en un chorro de particulas de rayos cósmicos altamente energéticas que, al llegar al campo magnético de la tierra, provocan fenómenos como las tormentas magnéticas y las auroras. Los radioastrónomos que estudian el Sol, lo hacen tanto directamente, mirando las emisiones radio del Sol, como indirectamente, observando el efecto de la radiación Solar al interactuar con la ionosfera terrestre.

Fig. 6: A la derecha podemos ver el recorrido que hacen las partículas del Sol al entrar en una línea de campo magnético,
alejándose de la superfície para posteriormente provocar las llamaradas y eyecciones de materia coronal (derecha)
que pueden llegar a la Tierra provocando las tormentas magnéticas.


Dentro del sistema solar también encontramos otros cuerpos que emitan en radio. Todos los planetas, excepto Júpiter, emiten en radio como un cuerpo negro. Júpiter es un caso más interesante en cuanto a emisión radioeléctrica. En un posterior charla de este curso se explicará con mayor detalle el caso de Júpiter. Baste ahora como avanzadilla del asunto, decir que la magnetosfera de Júpiter varia según la actividad del viento solar y que a veces arranca materia de Ío, su satélite más cercano, que al caer hacia Júpiter siguiendo sus líneas magnéticas, provoca la conocida radiación sincrotrón, que detectamos aquí en la Tierra.


Supernovas y púlsares

Pero a parte del Sol, el primer barrido en radio del cielo sirvió para identificar una fuente radio en Taurus el año 1948, de hecho la más intensa después del Sol. Esta fuente resultó ser la Nebulosa del Cangrejo (M1), los restos de la supernova que explotó en el año 1054 d.C. y que los astrónomos chinos de la época la describieron como cuatro veces más brillante que Venus, tanto que incluso se pudo ver de dia durante 23 dias. Una supernova es el resultado del estallido de ciertos tipos de estrellas, de masa mayor a 6 masas solares, al final de su vida.

Fig. 7: A la derecha tenemos la nebulosa del cangrejo (o M1) tal y como se ve en el visible. En el panel de la izquierda
vemos esta misma nebulosa, fruto del resto de una supernova, en falsos colores de radio. La zona de mayor
emisión corresponde con la región en donde se observa un púlsar, cadáver de la estrella
que explotó en el 1054 d.C. como supernova.


El motivo de que los restos de la supernova M1 emitan tan intensamente en la banda radio los debemos buscar en el ya mencionado efecto sincrotrón. El material de la supernova posee intensos campos magnéticos que aceleran lo electrones. De hecho estas fuertes líneas de campo magnético estan asociadas al objeto central de la supernova, el cadáver de la estrella que originó la supernova. Este cadáver es lo que llamamos un púlsar.

En 1967, Jocelyn Bell exploraba el cielo con un radiotelescopio para estudiar los efectos del parpadeo de las fuentes radio debido a la materia del viento solar, cuando descubrió una señal muy peculiar. Se trataba de pulsaciones que se repetían a intervalos muy precisos de 1.34 segundos. Al ver que la fuente se movía con el fondo estelar, descartaron que fuera una fuente de origen terrestre. Llegaron a contemplar la idea de que estas señales fueran generadas por alguna civilización inteligente que quisiera comunicarse con nosotros. Por este motivo denominaron este tipo de fuentes como LGM (Little Green Men, 'hombrecillos verdes'). Pero desde esta primera señal detectada por Jocelyn Bell, ya se han descubierto cientos de objetos iguales a estos, que ahora conocemos por el nombre de púlsar.

Un púlsar es una estrella de neutrones, objeto extraordinariamente denso en los que sus electrones y protones se han fusionado para formar neutrones, con un intenso campo magnético y en rápida rotación. Como el eje de rotación y el eje del campo magnético, por el que sale la radiación sincrotrón, no suelen estar alineados, desde la Tierra vemos como si el objeto parpadeara, és decir, pulsara. Estos pulsos son extraordinariamente precisos, más incluso que los relojes atómicos.

Fig. 8: El hecho de que los púlsares parpadeen se debe al hecho de que el eje de rotación de la estrella de
neutrones (línea cyan en el dibujo de la izquierda) y su eje magnético, por el que salen los chorros de partículas
que emiten, no están alineados. Así pues, el chorro de materia va rotando y no siempre intersecta con la Tierra.
Cuando intersecta podemos ver como en el punto donde antes no veíamos nada ahora aparece una fuente luminosa.
El efecto es igual al de un faro como podéis ver en la animación de la derecha.


Galáxias Activas

Otros de los primeros objetos que se detectaron en radioastronomía, fueron las radiogaláxias, galáxias que tienen una potente emisión en dicha banda espectral. Forman parte de los objetos AGN (nucleos activos de galáxias), que engloban distintos tipos de objeto, como són los Cuásares, Galaxias Seyfert, etc.

En el descubrimiento de los cuásares también influyó mucho la suerte. Los primeros radiotelescopios no tenían demasiado poder de resolución, de manera que era imposible determinar con precisión la posición de las fuentes emisoras. Se debía hacer buscando contrapartidas ópticas. El problema era mayor cuando las fuentes eran muy puntuales. Finalmente, en 1960 se logró determinar con precisión la posición de uno de estos objetos puntuales (3C 48). Se encontró la contrapartida óptica y se hizo un espectro. El espectro era más bien insólito, presentaba numerosas líneas de emisión, pero inidentificables con las líneas conocidas. Los radioastrónomos creyeron estar ante un tipo especial de radioestrellas y no le dieron mayor importancia. Posteriormente, otras fuentes de este tipo fueron identificadas como coincidentes con objetos de apariencia estelar, por lo que la categoría recibió en inglés el nombre de quasi-stellar objects (QUASARS). No fué hasta diciembre de 1962 que Marteen Schmidt reconoció por casualidad, frente a un espectro de 3C 273, las líneas de la serie de Balmer del hidrógeno, pero alojadas en una región del espectro que no le correspondía, al estar notablemente desplazadas hacia el rojo. Aplicándoles la ley del corrimiento Doppler les correspondía una velocidad enorme, cosa que descartaba que se tratara de un objeto galáctico. De hecho, ahora se sabe que los cuásares son los objetos más lejanos observados. En 1969, Lynden-Bell propuso la teoria que explica el fenómeno de los cuásares: Un cuásar no es más que una galaxia lejana con un agujero negro enorme en su centro que engulle material de la galaxia y emite un cono de ionización típico de intensos campos magnéticos en los que se produce el efecto sincrotrón.

Fig. 9: Los cuásares y las galáxias activas forman parte del mismo fenómeno. En el proceso de acreción de materia por una agujero negro del centro de la galáxia, se expulsa materia por los ejes magnéticos que emiten en sincrotrón (esquema de la izquierda). A la derecha tenemos una imagen compuesta: En azul tenemos la visión en el visible de la galáxia. En rojo vemos la emisión en radio que revelan los chorros de materia expulsados. Este es un ejemplo de cómo los diferentes rangos electromagnéticos se deben complementar para obtener la mayor información posible de un fenómeno astrofísico.


Este mismo principio físico es el que obedecen el resto de galáxias activas (galáxias Seyfert, radiogaláxias, blazars, etc.). La diferencia radica en su morfología, distancia, ángulo de visión y otras características. La emisión radio, en cambio, es siempre debida a procesos sincrotrón asociados al objeto. De hecho, los astrónomos intentan ahora crear una teoria unificada de las galáxias activas que englobe a todos estos objetos como un único tipo de objeto que cambia de apariencia según el ángulo con el que se observe.


Radiación de Fondo de Microondas (RFM)

Estamos ya en 1964. Estados Unidos se disponía a poner a prueba una idea ingeniosa de Arthur C. Clarke, que consistía en utilizar satélites en comunicaciones de larga distancia. La compañía Bell Telephone encargó a Arno Penzias y Robert Wilson, que buscaran la frecuencia en la que hubiesen menos interferencias. Cuando se pusieron a interpretar sus medidas, descubrieron que, cuando dirigían su antena en cualquier dirección en la que no hubiera un objeto celeste que se interpusiera, encontraban siempre al menos una temperatura de ruido de aproximadamente 3ºK. Desarmaron la antena por completo para ver si algún defecto les había pasado inadvertido. En efecto, comprobaron que una pareja de palomas había construído un nido en la antena que, aunque ya no estaba allí, había dejado manchas de excrementos que podían ser las culpables de aquellos 3ºK. Limpiaron la antena y la volvieron a armar, pero para su asombro todo seguía igual. Volvieron a mirar la antena y vieron que las palomas habían vuelto. Las sacaron de allí y volvieron a intentarlo. De nuevo detectaban los 3ºK y de nuevo vieron a las palomas en la antena. Hartos ya de esas palomas decidieron sacrificarlas sin comentarlo con nadie. Pero el sacrificio de las palomas fué inútil, pues ese fondo de radiación persistía en aparecer. Ya a punto de rendirse, oyeron a hablar de un tal Peebles que hacía poco había dado una conferencia sobre un fósil de radiación de la explosión primigenia del Universo que debia tener una temperatura parecida a la que observaron. Posteriormente se demostró que el fósil de radiación buscado era precisamente lo que Penzias y Wilson encontraron.

Fig. 10: A la izquierda Wilson y Penzias frente a la antena con la que descubrieron la radiación de fondo de microondas. A la derecha, imagen del satélite COBE en la que se revelan las pequeñas inhomogeneidades de esta radiación con las que podemos explicar la formación de las galáxias que hoy vemos.


La teoría cosmológica actualmente aceptada es la del Big Bang, según la cual el universo se creó en una gran explosión generalizada de todo el espacio, llenándolo todo con infinitas partículas que se separaban vertiginosamente unas de otras. En los primeros instantes del Universo, la temperatura era muy elevada y el universo estaba compuesto de partículas elementales. Poco a poco, el Universo se fué enfriando al expanderse. Cuando la temperatura llegó a ser sólo de 3000ºC, las partículas elementales empezaron a formar átomos. A partir de entonces, los fotones ya podían atravesar la materia, el universo se hizo transparente. A partir de entonces los puntos calientes del Universo emitían radiación en forma de fotones, que iban en todas direcciones.

Como la luz tarda un cierto tiempo en llegar a nosotros, cuando miramos los objetos lejanos los estamos viendo en realidad tal y como eran en el pasado. Si miramos al límite visible del universo podremos ver, entonces, esta radiación proviniente homogeneamente de todo el universo. Así pues, observaremos un fondo de radiación. El hecho de que esta radiación de fondo caiga dentro del rango de las microondas lo debemos a que la expansión del universo provoca un corrimiento hacia el rojo de la radiación mayor a medida que la distancia al objeto aumenta. La radiación energética original se ve 'enfriada' y por eso la vemos como si tuviera tan solo 2.7ºK.


Interferencias radio

Como hemos visto el problema del ruido en radio ha estado muy presente en la radioastronomía. Y no es para menos, ya que hay muchas fuentes de ruido que afectan a nuestras observaciones radio. Estas fuentes de ruido pueden ser tanto naturales como artificiales o humanas.

Dentro de las fuentes naturales de ruido encontramos los rayos, las partículas de viento solar que inciden en la ionosfera y también las emisiones del propio Sol, que se convierten en ruido cuando no queremos observar el Sol, sino el resto de fuentes Radio.

Fig. 11: Las interferencias radio pueden ser tanto naturales (como el caso de los relámpagos) como artificiales
(por ejemplo, todo lo que tiene que ver con la comunicación: móviles, GPS, radio, televisión,...)


Otro tipo de ruido radio son las fuentes artificiales o provocadas por el hombre. Este tipo de ruido es cada vez más frecuente y engloba a las centrales eléctricas, los rádars aéreos, los transmisores de radio y televisión, las comunicaciones que usan los satélites artificiales (GPS, y demás), y también las antenas de los teléfonos móviles.

Para evitar parte de todo este ruido, las radioantenas se situan en el fondo de los valles, y no en lo alto de las montañas, como en el caso de los telescopios ópticos.

Y ya que hablamos de ruido artificial ¿podría ser que seres extraterrestres estuvieran intentando comunicarse con nosotros mediante las radiofrecuencias? De hecho, ésta es la región espectral que estamos utilizando nosotros para buscarlos (por ejemplo con proyectos como SETI). ¿porqué? ¿Qué tienen de especial estas frecuencias para que creamos que los extraterrestres emiten en radio?



Fig. 12: Los extraterrestres podrian estar queriéndose comunicar con nosotros por radio.
Proyectos como SETI intentan encontrar estas señales mediante radiotelescopios


Imaginemos que queremos comunicarnos con una raza extraterrestre lejana. Si queremos que la señal les llegue deberemos emitirla o con mucha potencia y en un rango espectral que apenas sufra absorción interestelar. Ya hemos visto que las ondas radio cumplen este requisito, ya que atraviesan las nubes de polvo y gas con mayor facilidad.

También deberemos asegurarnos de que la raza en cuestión reciba nuestro mensaje. Por mucho que emitamos a una frecuencia dada, si no hay nadie escuchando esa frecuencia no servirá de nada, ¡nuestro programa de radio no tendrá éxito! Una ventaja que tiene las ondas radio es que en ella está la ya mencionada línea de 21 cm. del hidrógeno neutro. Como el hidrógeno es el elemento más abundante en el universo es lógico pensar que toda civilización inteligente que ejerza la astronomía acabará observando esta línea espectral. Si emitieramos un mensaje en esta frecuencia es probable que alguna raza nos acabara escuchando. Un tercer motivo para pensar que podremos detectar inteligencias extraterrestres con radioondas es que nosotros emitimos constantemente al espacio emisiones radio debidas a nuestro sistema de comunicación (televisión, radio, ...). Así, incluso sin querer contactar con ninguna civilización las emisiones radio de la Tierra indican que aquí hay vida inteligente (bueno, dependiendo de qué emisiones de televisión reciban a lo mejor dudan de qué la vida de la Tierra sea inteligente, pero...). De la misma forma podriamos suponer que hay vida inteligente en algún otro rincón de la galáxia si recibieramos sus emisiones radio, su programas de televisión, etc.