III. RADIOASTRONOM�A Y RADIOGALAXIAS
POCO despu�s de la gran depresi�n, que golpe� a los Estados Unidos a principios de los a�os treinta, y en buena parte por el desarrollo de las t�cnicas del radar durante la primera Guerra Mundial, los astr�nomos norteamericanos lograron echar el primer vistazo al cielo por medio de ondas de radio: �ver con radiaci�n invisible!
Situado en los vastos campos plantados de papas de Nueva Jersey, el primer radiotelescopio era un instrumento extra�o, en nada parecido a los telescopios �pticos; pero su operaci�n marc� una nueva �poca en la astronom�a, comparable a la marcada por Galileo cuando, por vez primera, utiliz� su peque�o tescopio para ver el cielo.
En realidad, ya antes se hab�an detectado ondas de radio del espacio, aunque no con un radiotelescopio. La compa��a de tel�fonos Bell estudiaba las fuentes de "est�tica" (ruido) que interfer�an las comunicaciones de los barcos con las estaciones de tierra, y encomend� al joven ingeniero Karl Jansky la investigaci�n. Jansky dise�� una antena que pod�a distinguir la direcci�n de la que proven�a la est�tica. Despu�s de un a�o, logr� distinguir entre tormentas el�ctricas locales o distantes y est�tica de fondo proveniente del espacio. Ahora sabemos que lo que Jansky detectaba eran ondas de radio generadas en el gas de la V�a L�ctea.
Con frecuencia se dice que los radioastr�nomos "escuchan" el cielo. Aunque los pioneros, como Jansky, efectivamente escuchaban, hoy d�a los radioastr�nomos utilizan sus radiotelescopios m�s como ojos que como o�dos. La se�al es captada de manera similar a lo que hace un radio ordinario. Las se�ales 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 m�sica superpuesto a las ondas de radio, que escuchamos mediante una bocina.
Un radiotelescopio es una versi�n compleja de un radiorreceptor, pero no est� conectado a una bocina. Los emisores (radiofuentes) naturales del Universo emiten tan s�lo una cacofon�a de silbidos y ruidos. El "o�r" no nos dar� ninguna informaci�n sobre la forma o el tama�o del emisor. Para obtener esta informaci�n necesitamos una radioimagen, que es lo que proporciona el radiotelescopio. Para obtener estas radioim�genes, los astr�nomos se cuidan de no operar sus radiotelescopios a longitudes de onda en que se realizan transmisiones sobre la Tierra que puedan interferir con las d�biles se�ales del espacio. De otro modo, ser�a como tratar de ver las estrellas de d�a. Existen convenciones internacionales sobre ciertas longitudes de onda destinadas a la radioastronom�a. Nadie puede transmitir en estas longitudes de onda, de manera que los radiotelescopios pueden escudri�ar el Universo sin el "resplandor" de los transmisores terrestres.
Existen asimismo ciertas limitaciones atmosf�ricas 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, est�n 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 pr�ctica por el tipo de detector que se utiliza. Si se trata de un radiotelescopio, se hablar� de ondas de radio —milim�tricas o submilim�tricas— y si se trata de un detector infrarrojo se hablar� del lejano infrarrojo. El vapor de agua existente en la atm�sfera absorbe radiaci�n a estas longitudes de onda; por ello, los radiotelescopios milim�tricos no pueden estar a nivel del mar ni en lugares h�medos.
Como ya se�alamos, un radiotelescopio funciona de manera similar a un radio.
El receptor es una antena, con frecuencia colocada sobre una superficie parab�lica
—llamada plato— que sirve, como el espejo parab�lico de los grandes
telescopios, para colectar y enfocar la radiaci�n (Figura 21). En estos casos,
la antena receptora se coloca en el foco de la par�bola. Sin embargo, no todos
los radiotelescopios tienen esta forma. La energ�a de la radiaci�n recibida
es transformada en una se�al el�ctrica que se manifiesta bajo la forma de una
d�bil fluctuaci�n de voltaje. Esta pasa por una serie de amplificadores, que
la amplifican hasta miles de millones de veces. Finalmente, una computadora
recibe las se�ales y las almacena. Para poder construir una radioimagen, el
radiotelescopio barre la fuente para obtener la intensidad de la se�al punto
a punto. La computadora puede desplegar la informaci�n bajo la forma de un radiomapa
o una radiofoto. El radiomapa consiste de varios niveles de intensidad
representados por l�neas de contorno. Una fuente aislada aparece como una serie
de c�rculos conc�ntricos, el menor y m�s interior de los cuales marca la mayor
intensidad (Figura 22). Puede lograrse una forma m�s directa de "ver" la radioimagen
utilizando una pantalla de televisi�n. Se pueden usar t�cnicas de falso color
mediante las cuales la computadora asigna un c�digo de colores a las diversas
intensidades. De esta forma, podemos obtener radiofotos en color.
El problema de la resoluci�n represent� desde un principio un dolor de cabeza para los radioastr�nomos. La resoluci�n, que tiene que ver con el grado de detalle con que un telescopio puede revelar, depende del di�metro de la superficie colectora de la radiaci�n —lente, espejo o plato— relativo a la longitud de onda de dicha radiaci�n.
Si la superficie colectora es grande comparada con la longitud de onda, la resoluci�n ser� buena. Las ondas de luz visible tienen longitudes de onda de cienmil�simas de cent�metro (mucho m�s peque�a que las dimensiones de la superficie colectora), por lo que el poder de resoluci�n de un telescopio �ptico siempre es grande (aumenta con la superficie colectora). Aun el ojo —cuya superficie colectora de luz es la lente formada por el cristalino— tiene alto poder de resoluci�n. Sin embargo, las ondas de radio tienen longitudes de onda casi un mill�n de veces mayores que la luz visible, as� que, para poder resolver un detalle parecido al que nos dan los telescopios �pticos, los radiotelescopios debieran ser �un mill�n de veces mayores! Esto es a todas luces imposible. El telescopio de plato m�s grande del mundo, situado en Effelsberg, Alemania Federal, observa a longitudes de onda de 11 cm y el di�metro de su plato es de 100 m. Su poder de resoluci�n es menor al del ojo humano. Las dimensiones de este plato representan el limite tecnol�gico razonable. La construcci�n y manipulaci�n de platos mayores representa un problema ingenieril insorteable.
Se han encontrado, sin embargo, alternativas. Una de ellas ha sido la construcci�n
de un plato apoyado y fijo en la tierra, construido aprovechando una depresi�n
natural del terreno en un valle de Puerto Rico; este es el radiotelescopio de
Arecibo, cuyo plato mide 330 m de di�metro. La antena ha sido colgada por cables
fijos a las monta�as 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.
Figura 22. Mapa de radio del centro de la galaxia. Los contornos son curvas que unen puntos de igual intensidad de emisi�n.
El radiotelescopio m�s grande del mundo parece m�s un estadio de futbol que
un telescopio. Est� tambi�n fijo en tierra y tiene la forma de un aro de 500
m de di�metro. La superficie curva es la orilla de una par�bola (Figura 24).
Se encuentra en las monta�as del C�ucaso, en la Uni�n Sovi�tica, y su resoluci�n
es tres veces mayor que la de Arecibo. Sin embargo, est� a�n muy por debajo
de la resoluci�n de un telescopio �ptico peque�o.
Figura 24. Radiotelescopio RATAN,el m�s grande del mundo.
Se encuentra en el C�ucaso, URSS
El problema de la baja resoluci�n llev� a los radioastr�nomos a aguzar el ingenio a fin de encontrar una soluci�n. El pionero fue Martin Ryle, de Cambridge, en la d�cada de 1960. En esa �poca se desarrollaron los radiotelescopios llamados de s�ntesis, que ensamblan dos radiotelescopios peque�os y utilizan una computadora potente as� como la circunstancia de la rotaci�n de la Tierra sobre su eje. El principio de operaci�n es la interferometr�a, que se basa en lo siguiente: cualquier espejo forma una imagen en el foco donde converge la radiaci�n 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 utilizaci�n de dos peque�os. Mantenemos uno fijo en el centro y movemos el otro circunferencialmente a posiciones sucesivas, hasta cubrir as� el �rea de un gran espejo imaginario que estamos sintetizando. En cada posici�n del espejo m�vil, una computadora registra la imagen en el foco y, eventualmente, todas las im�genes pueden combinarse a fin de obtener la que dar�a el gran espejo imaginario —o sintetizado— cuya �rea se ha barrido. Desafortunadamente esta t�cnica no puede emplearse para la luz visible —es decir, para sintetizar grandes espejos de telescopios �pticos— pero s� para ondas de radio. La raz�n 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 peque�a que esto resulta imposible con la tecnolog�a actual. Las ondas de radio, en cambio, tienen una longitud de onda suficientemente grande como para registrar las fases con precisi�n electr�nicamente. Adem�s, los dos radiotelescopios no tienen que reflejar realmente la imagen a un foco mutuo distante. Esto se hace tambi�n electr�nicamente; la salida de cada plato es una se�al el�ctrica y �stas pueden sumarse para simular la combinaci�n de las radioondas en el foco.
Figura 25. Ondas "A" es la amplitud y l la longitud
de onda. Cuando hay interferencia de dos o m�s 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 peque�os, conectados entre s�, y una t�cnica electr�nica bastante complicada. El problema pr�ctico de mover continuamente uno de los radiotelescopios, cubriendo el �rea del plato imaginario, se resuelve vali�ndose de la rotaci�n de la Tierra. Imaginemos que miramos hacia la Tierra desde una radiofuente sobre el Polo Norte. Al girar la Tierra, la posici�n relativa de dos radiotelescopios se modifica. Vistos desde la posici�n sobre el Polo Norte, veremos que si consideramos uno de los telescopios fijo, el otro describe un semiarco a su alrededor. Para la siguiente rotaci�n terrestre se acerca ligeramente el segundo espejo; �ste describir� entonces un semiarco menor y as� sucesivamente, hasta, sintetizar el �rea de un semic�rculo (Figura 26). La informaci�n del semiplato faltante puede ser reconstruida por la computadora a partir de la existente, en forma autom�tica. Mediante dicha t�cnica, se puede suministrar a la computadora la informaci�n que generar�a un gran plato cuyo di�metro ser�a igual a la m�xima separaci�n entre los dos platos peque�os.
Figura 26. Radiotelescopio de s�ntesis. Vistos desde una posici�n sobre el
polo, al girar la Tierra uno de los radiotelescopios (marcado con un asterisco)
describe un arco alrededor del otro (considerado fijo). Despu�s de cada rotaci�n
se van acercando hasta sintetizar el �rea de un semic�rculo.
El primer telescopio de s�ntesis que se construy� ten�a 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 ten�an problemas para observar objetos lejos del Polo Norte celeste. En tal caso, el plato sintetizado resultaba oval y no circular, lo que introduc�a una distorsi�n en la imagen, sobre todo en la direcci�n Norte-Sur. Para objetos cercanos al ecuador celeste la distorsi�n es extrema. La soluci�n fue incluir m�s de dos platos, unos alineados Este-Oeste y otros Norte-Sur. De esta manera se reducen al m�nimo las distorsiones y la computadora puede eliminarlas.
El m�s ambicioso arreglo de este tipo es el VLA,1 situado en el desierto de Socorro, en Nuevo M�xico, y consta de 27 platos de 25 metros de di�metro 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 di�metro. Al observar en la menor de sus longitudes de onda, 1.3 cm, el VLA resuelve detalles de 0.13 segundos de arco, una resoluci�n mil veces mejor que el ojo y casi diez veces mejor que el mayor telescopio �ptico.
En este tipo de arreglos, los platos est�n conectados entre s� electr�nicamente,
mediante cables subterr�neos, a una computadora que se encuentra en el edificio
de control. No es factible construir arreglos m�s grandes conectados entre s�
de este modo. Sin embargo, se pueden hacer arreglos mayores si la se�al de cada
plato se transmite por un radiotransmisor ordinario al centro del control. Existe
un arreglo de 133 kil�metros que funciona as�, ligando varios platos en diversos
puntos de Inglaterra, llamado MERLIN2.
El m�s ambicioso de todos los radiointerfer�metros es VLBI3,
que es un arreglo transcontinental. Los astr�nomos de varios pa�ses del mundo
se ponen de acuerdo para observar simult�neamente una radiofuente: registran
las se�ales junto con las de un reloj at�mico, que sincroniza el tiempo con
una precisi�n extrema y se guardan los datos en cintas magn�ticas que despu�s
se hacen llegar a un centro com�n. En la �poca en que la "guerra fr�a" se suaviz�
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 di�metro
efectivo era pr�cticamente el di�metro de la Tierra; desafortunadamente, la
colaboraci�n se ha interrumpido. El VLBI puede resolver detalles
de 0.0001 segundos de arco (o determinar posiciones con esa precisi�n). Pero
ahora cabe preguntarse �qu� se ha logrado descubrir con toda esta nueva tecnolog�a
radioastron�mica?
Las estrellas son cuerpos luminosos que emiten casi toda su energ�a en el intervalo de luz visible (las muy calientes en el ultravioleta y las muy fr�as en el infrarrojo). Su radiaci�n a longitudes de onda de radio es despreciable. Sin embargo, existen otros objetos y procesos c�smicos que se manifiestan por su emisi�n de radio: uno de ellos es la radiaci�n del hidr�geno fr�o —neutro— que es el principal constituyente del medio interestelar. El hidr�geno neutro emite una radiaci�n caracter�stica a 21 cm y, gracias a la observaci�n de esta radiaci�n, se logr� delinear por primera vez la estructura espiral de nuestra galaxia. Tambi�n emiten en radio las mol�culas del espacio interestelar: agua, mon�xido de carbono, amoniaco, etc. El estudio de las nubes moleculares ha contribuido tambi�n a comprender la estructura de nuestra galaxia —as� como otros problemas, como la formaci�n estelar.
Cuando una estrella explota, se convierte en lo que se conoce como una supernova. En el proceso de explosi�n son arrojadas grandes cantidades de gas al espacio. Este material, sujeto a violentos choques, produce una fuerte emisi�n de radio, muy distinta a las antes mencionadas.
El astr�nomo ruso Yosif Shklovsky se dio cuenta, en los a�os cincuenta, de que la radioemisi�n del remanente de la supernova conocido como la nebulosa del Cangrejo (Figura 27) era radiaci�n sincrotr�nica —producida por electrones relativistas girando en campos magn�ticos—, descubriendo as� la primera fuente natural de emisi�n de este tipo de radiaci�n.
Sin embargo, uno de los descubrimientos m�s espectaculares de la radioastronom�a fue el de las radiogalaxias.
En los a�os cincuenta se descubri� otra poderosa fuente de radio llamada Cisne
A (la m�s potente de la constelaci�n del Cisne). La posici�n de una fuente de
radio era dif�cil de determinar con precisi�n en aquella �poca debido al problema
de resoluci�n que ten�an los primeros radiotelescopios. Sin embargo, al poco
tiempo el alem�n Valter Baade logr� identificar �pticamente esta fuente con
un objeto que ten�a la apariencia de dos galaxias en colisi�n (Figura 28) Si
la radioemisi�n se deb�a a un objeto extragal�ctico a la distancia de Cisne
A, su intensidad resultaba como �un mill�n de veces la de la radioemisi�n de
toda la V�a L�ctea! Baade pens� que quiz� el choque de dos galaxias pudiese
explicar esta colosal generaci�n de energ�a. Estaba tan seguro de ello que le
apost� una botella de whisky a su colega Rudolph Minkowsky, quien se dispon�a
a tomar el espectro de Cisne A, a que el espectro mostrar�a l�neas de emisi�n
de gas chocado producido por la colisi�n. Baade gan� la apuesta; aunque luego
result� que la interpretaci�n del espectro de emisi�n fue incorrecta. Analizaremos
este punto m�s adelante.
Figura 28. Imagen �ptica de Cisne A.
Por lo que respecta a la apariencia del objeto, se trata en realidad de una galaxia el�ptica 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 a�os luz y es la radiogalaxia m�s cercana a nosotros —y asimismo una el�ptica gigante. En el caso de Cisne A, no podemos distinguir el detalle del polvo, pues se encuentra mucho m�s lejos: a 740 millones de a�os luz.
La intensa radioemisi�n no proviene del centro de la galaxia identificada �pticamente,
sino de dos l�bulos —o radiol�bulos— situados a los lados de la galaxia.
En un radiomapa de Cisne A (Figura 30), la galaxia �ptica no es visible. En
cambio, vemos dos regiones muy extendidas de radioemisi�n. Estos son los l�bulos,
que miden aproximadamente 50 000 a�os luz y se encuentran a 200 000 a�os luz
a cada lado de la galaxia �ptica (estos l�bulos, en cambio, son invisibles �pticamente).
Los l�bulos son gigantescas nubes de electrones relativistas y campos magn�ticos
que emiten radiaci�n sincrotr�nica. La energ�a contenida en estos l�bulos es
de 1060 ergios4,
lo que equivale a la cantidad total de energ�a radiada por nuestra galaxia en
mil millones de a�os. La idea de choques de galaxias se abandon� por completo
hace varios a�os.
Figura 30. Mapa de radio de Cisne A.
Figura 31. Imagen �ptica de Virgo A (M 87). El chorro tiene una longitud
(proyectada) de 6 500 a�os luz.
Pero entonces, �de d�nde proviene esta cantidad colosal de energ�a? Esta es la pregunta que trataremos de contestar a lo largo del presente libro.
Por lo pronto, podemos responder a otra pregunta: �cu�l es el origen de los radiol�bulos? La clave la dio otra radiogalaxia, Virgo A (M87), una el�ptica gigante que mencionamos ya en el primer cap�tulo. Una de las caracter�sticas m�s impresionantes de esta galaxia es el chorro de materia luminosa que emana de su n�cleo (Figura 31). La luz de este chorro no es com�n, se trata de radiaci�n sincrotr�nica de alta frecuencia. De hecho, el mismo chorro se detecta en todas frecuencias, desde rayos X hasta radio. Aqu� se muestra (Figura 32) un mapa de radio de Virgo A. La conexi�n entre la galaxia �ptica en el centro —que en este caso es tambi�n un potente radioemisor— y los l�bulos es evidente. Gracias a las modernas t�cnicas de radiointerferometr�a se han logrado descubrir, en una gran cantidad de radiogalaxias, estos chorros que conectan a las radiogalaxias con sus l�bulos. El material que forma los chorros son electrones —y protones— relativistas arrojados por el n�cleo de la galaxia y que brillan por radiaci�n sincrotr�nica. Los l�bulos se nutren de material eyectado por el n�cleo 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 mayor�a no tienen respuesta. Enunciaremos algunas: �cu�l es la fuente de la energ�a? �C�mo se aceleran los electrones a velocidades cercanas a la de la luz? �C�mo se producen los campos magn�ticos? �C�mo se puede colimar el material que forma los chorros; es decir, por qu� sale en forma de chorros? �C�mo es que no se expande y/o destruye el chorro a trav�s de cientos de miles y hasta millones de a�os luz? �Qu� es lo que lo mantiene confinado? �La apariencia de "pelotitas" se debe a inestabilidades del chorro o es arrojado as� el material? �Por qu� y c�mo desemboca en los l�bulos? �Qu� mantiene confinados a los l�bulos? �Por qu� todas las radiogalaxias son el�pticas? �Por qu� las m�s potentes se encuentran en los centros de los c�mulos?, etc., etc. A lo largo, y sobre todo al final de este libro, veremos cu�les de estas preguntas se puede intentar responder.
Figura 32. Mapa de radio de Virgo A. (M 87).
Figura 33. Imagen de la radiogalaxia H�rcules A reconstruida por computadora.
Observaciones de VLA a l =6 cm.
Figura 34. Imagen de la radiogalaxia NGC 1265 reconstruida por computaci�n.
Se cree que lo que puede producir la curvatura de los chorros es la presi�n
del medio intergal�ctico. Observaciones de VLA en l
= 6 cm.
Figura 35. Un procesamiento de im�genes por computadora nos muestra la estructura discontinua del chorro �ptico de M 87.
NOTAS
1 Del ingl�s, Very Large Array.
2 Del ingl�s, Multi Element Radio Linked.
3 Del ingl�s, Very Long Baseline Interferometry.
4 El ergio es una unidad de energ�a. La generaci�n de 107 ergios por segundo equivale a un watt.
