Radioqué? Radioastronomía [Carnaval de la física]
Escrito por Rafael Campillos el 26 Noviembre 2009 – 21:30 -Véase en orden con los vídeos que si no no tiene sentido
Una nueva esperanza
Hace mucho tiempo en una galaxia muy muy cercana…
Karl Jansky
Hace mucho tiempo en una galaxia muy muy cercana…
Karl G. Jansky, un investigador de los laboratorios Bell que trabajaba en Nueva Yersey. buscaba para Bell interferencias en las comunicaciones de larga distancia.
En sus estudios encontró que había una fuente en radio que giraba con el mismo periodo de la Tierra, finalmente descubrió que era el centro de la Vía Láctea, nuestra galaxia.
La señal que detectó Jansky
Ésta era más intensa en la dirección del centro de la Vía Láctea , en la constelación de Sagitario. Se dio gran publicidad a este descubrimiento: apareció en el New York Times el 5 de mayo de 1933.
Propuso a los Laboratorios Bell que construyeran una antena con un disco de 30 metros de diámetro. Pero los Laboratorios Bell tenían ya la información que querían acerca de los ruidos: los ruidos no eran un problema para la radiocomunicación transatlántica. Jansky fue asignado a otro proyecto y nunca terminó su investigación en Radioastronomía.
Hoy en día se sabe que la radiación procede de un agujero negro central.
La antena que usó Jansky
El imperio contraataca
En 1943, Grote Reber realizó con una antena casera (de 9,5 m) un mapa en radio de la Vía Láctea. En esa época de la II Guerra Mundial se descubrió que el Sol también emitía ondas de radio, por los radares aéreos británicos y alemanes.
Mapa de nuestra galaxia de Grote Reber
En los años 50, con el fin de la II Guerra Mundial y sus avances tecnológicos la radioastronomía comenzó a desarrollarse profesionalmente. Reber demostró, en cambio, que había una cantidad considerable de señales de baja energía. Sólo en los años 1950 se pudo explicar estas mediciones a partir de la radiación sincrotón, generada por electrones acelerados a velocidades cercanas a la de la luz por campos magnéticos.
La radiación sincrotón de Júpiter
Las fuentes de radio se fueron catalogando y se descubrieron nuevos objetos como radiogalaxias y púlsares (1968). En 1942 J.S. Hey descubrió la emisión del Sol, en 1944 Oort and van de Hulst predijo al emisión de la línea del hidrógeno y en 1951 Ewen y Purcell lo confirmaron experimentalmente. Uno de los desarrollos más notables vino en 1946 con la introducción de la radio interferometría por Martin Ryle, que le valió el Premio Nobel.
Mapa del cielo con emisiones de hidrógeno neutro
El retorno del Jedi
En 1965 los investigadores Arno Penzias y Robert Wilson obtuvieron el premio Nobel de física por descubrir (también de forma casual) la radiación de fondo cósmica, en microondas, prueba del Big Bang postulada por George Gamov. El último gran proyecto ha sido la misión COBE (Explorador de Fondo Cósmico), encargada de hacer un mapa de la radiación de fondo cósmica. En 2006 el Nobel de Física recayó en dos investigadores que estudiaron las anisotropías (irregularidades) de esta radiación.
Radiación de fondo por el COBE
La radiación electromagética
La luz solo es una pequeña parte de todas las ondas de tipo electromagnético (eso es, que no son como el sonido, que son ondas materiales y necesitan un medio para propagarse como el agua o el aire, son un campo eléctrico y otro magnético). Seguro que has ido alguna vez al médico a hacerte una radiografía con Rayos X, o que has usado un microondas, sintonizado tu radio o sentir el calor de los rayos infrarrojos del Sol a la vez que te protegías contra los rayos ultravioleta. Pues todas estos “rayos” no son más que parte de la “gran familia” de las ondas electromagnéticas.
El espectro electromagnético
Aquí vemos como podemos ordenar la radiación según su frecuencia o longitud de onda (sabemos que frec·long=velocidad luz) y por su energía (energía=cte. plank·frecuencia). Todo este tipo de radiaciones son naturales en los procesos físicos del universo, nosotros solo podemos ver la franja de la luz, pero además, muchas de ellas no llegan a la superficie terrestre.
Ventanas atmosféricas
Podemos ver que poca parte del espectro no es absorbida por la atmósfera, el visible, alguna franja en el infrarrojo y casi toda la parte de radio. Y esto es solo el comienzo de la interesante y fructífera historia la Radioastronomía.
Esquema de la proporción entre radiaciones térmicas y no tñermicas en función de la frecuencia de emisión
Radiaciones térmicas y no térmicas
En radioastronomía podemos discernir que estamos observando según la fuente de esa emisión.
La radiación térmica es la producida por los efectos de la temperatura (y viceversa), mientras la ley de Plank expresa la energía de las ondas, la ley de Wien y de Stefan-Boltzmann expresan la energía asociada al máximo de emisión y el flujo de la energía asociada a la temperatura (radiación de cuerpo negro). Ejemplos de radiación térmica son la Luna o las estrellas, que se comportan de acuerdo a un cuerpo negro (ley de wien), siendo las menos energéticas la rojas y las más energéticas las azules.
La radiación de cuerpo negro es continua, (la emisión continua solo varía en cantidad con la frecuencia) un cuerpo negro, reemite toda la energía que recibe de acuerdo a las leyes anteriores.
También tenemos emisión mediante recombinación o con la interacción de los iones con los electrones, de tal forma que altera la trayectoria de los electrones y se emite energía en un amplio abanico de posibilidades (aka espectro casi contínuo, libre-libre). Otro mecanismo es la radiación sincrotrón, emisión causada por el momento angular de las partículas cargadas. También se emite en un amplio rango debido a las condiciones iniciales
Radioimagen de júpiter yuxtapuesta a una óptica
Las radiaciones no térmicas se pueden dividir en las emisiones de espectros (la espectroscopía es un pilar básico en astornomía) y los máseres.
Todos los cuerpos emiten energía a ciertas temperaturas. El espectro de la radiación energética emitida es su espectro de emisión. Todos los cuerpos no tienen el mismo espectro de emisión. Esto es, hay cuerpos que emiten en el infrarrojo, por ejemplo, y otros cuerpos no.
En realidad, cada uno de los elementos químicos tiene su propio espectro de emisión. Y esto sirve para identificarlo y conocer de su existencia en objetos lejanos, inaccesibles para nosotros, como son las estrellas.
Así, el sodio tiene su característico espectro de emisión, lo mismo que el calcio, o que el hidrógeno, etc..
Y también los cuerpos absorben radiación emitida desde otros cuerpos, eliminando del espectro de radiación que reciben aquellas bandas absorbidas, que quedan de color negro. Son lo que se llaman “rayas negras” o simplemente “rayas” del espectro.
También ocurre con la absorción, que unos cuerpos absorben la radiación de unas determinadas longitudes de onda y no absorben la radiación de otras longitudes de onda, por lo que cada cuerpo, cada elemento químico en realidad, tiene su propio espectro de absorción, correspondiéndose con su espectro de emisión, cual si fuera el negativo con el positivo de una película.
Microwave amplification by simulated emission of radiation o MASER, es el otro tipo. El fenómeno es análogo al de un láser normal, solo que aplicada en las microondas.
Con un aporte de energía (p.e. protoestrella en nebulosa) conseguimos que los átomos de la nebulosa estén en proporción, en el estado excitado que en el normal. Mientras tanto si tenemos suerte además de que se emita en los alrededoreres (p.e la misma estrella) fotones que correspondan a la misma diferencia energética, desestabilizará el sistema y caerán al estado fundamental de golpe, produciendo un fogonazo de radiación muy intensa, localizada y monocromática (misma frecuencia).
Máseres de OH (Hidroxilo)
Radioastronomía profesional
(En desarollo)
Radioastronomía a nivel amateur
No es el radiotelescopio de Arecibo pero funciona
La astronomía goza de una gran comunidad de observadores amateurs, nadie lo duda, sin embargo, poca gente se dedica a ver el universo en radio, aunque se puede. Evidentemente no podemos ni alcanzar el 1% de lo que se puede hacer con un radiotelescopio como el de Arecibo o Effelsberg, la tecnología usada es muy cara, necesita de una gran infraestructura grande detrás. A nivel amateur con una antena parabólica de una envergadura considerable (1 m) podemos detectar las radiofuentes principales como el Sol y la Luna, interesante es también hacer un seguimiento de eclipses en radio. También se pueden escuchar “tormentas” en Júpiter, pero estas tormentas no son de rayos y truenos, sino de electrones. Unos proyectos interesantes son los de RadioJove de la Nasa, donde explican como construir el sistema para escuchar estas tormentas, y que además sirve para monitorizar la actividad solar.
En astronomía a veces se necesita la colaboración de observadores y astrofotógrafos como por ejemplo para calcular y actualizar órbitas de cometas y asteroides, como el MPC. En radioastronomía más o menos se da la misma situación, el IMO (International Meteror Organization) tiene una sección de observaciones en radio, que es un aspecto poco estudiado de las lluvias de meteoros, su “componente” en radio. Así que aquí todo dato obtenido es científicamente aprovechable incluso.
Radioastronomía “térmica”
Con una antena de TV se puede hacer radioastronomía
Todo objeto se comporta de tal modo que absorbe radiación y emite radiación, lo que llamamos cuerpo negro, esta radiación viene en función de la temperatura del cuerpo y viene expresada por la ley de Plank. Podemos intentar escuchar estas radiaciones con una antena de Tv por satélite ya que la emisión es en todo el espectro. En caso de una parabólica de 1,1 metros la longitud de onda viene en función de: es decir, captaremos ondas de una longitud de onda de once centímetros en adelante. El LNB universal (receptor normal de TV), en banda Ku, recoge de 10,7 GHz a 11,7 GHz. Esta será nuestra ventana de recepción. ¿Pero que podemos ver con esto?
El Sol es la estrella que reina en el Sistema Solar. El Sol tiene periodos de actividad violentos, en los que se producen “llamaradas”, explosiones de rayos X, las llamadas CME (Eyecciones de masa coronal) y las conocidas manchas. Cuando dan estos procesos generalemnte van acompañados de energía en todo el espectro. A menudo causan en la tierra tormentas electromagnéticas que entorpecen las telecomunicaciones y dañan los satélites.
A continuación puedes escuchar una tormenta solar:
La Luna refleja la luz del Sol, y por lo tanto, no solo refleja la luz de este, sino todas las radiaciones que le llegan, aunque solo un porcentaje del total, dicho porcentaje se denomina albedo. Por lo tanto la Luna es también un objetivo.
Tormentas en Júpiter
Este tipo de radiación se debe a la interacción de las partículas cargadas con campos magnéticos (cuando una carga entra en un campo magnético sufre una fuerza que modifica su trayectoria, a menudo en forma circular). Cuando este proceso es a velocidades “normales” se denomina radiación ciclotrón (por ejemplo aceleradores de partículas), una radiación que no es demasiado intensa para la astrofísica. Sin embargo, cuando dicha interacción se lleva a cabo a velocidades relativistas (cercanas a la velocidad de la luz), se llama radiación sincrotrón, y la intensidad de la radiación es suficientemente intensa para ser detectada, como por ejemplo en quásares o en Júpiter.
Tipos de tormentas en Júpiter
Este tipo de radiación sincrotrón, tormentas electromagnéticas llamadas bursts, se darán cuando Júpiter y su luna Ío tengan la orientación adecuada con respecto a la Tierra (y que sea de noche, ya que la emisión solar no permite observar). En la siguiente página tenemos archivos con la predicción para el año en vigor de las tormentas: http://www.kochi-ct.ac.jp/%7Eimai/jup/ , una página de la universidad de Kochi, en Japón con un pequeño código para calcular las efemérides de las tormentas jovianas. O en la página del proyecto de la NASA, Radiojove: http://radiojove.gsfc.nasa.gov/observing/predictions.htm
Para escuchar la radiación joviana podemos usar una simple antena circular de cobre unos 26,3 cm de diámetro colocada sobre una tabla forrada con un elemento conductor (simplemente papel de aluminio vale) a unos 30 cm de distancia. El hilo del cable coaxial se conecta a la circunferencia de cobre y la malla al recubrimiento de la base.
Aquí tienes ejemplos de los distintos tipos de tormentas: Tipo L y Tipo S
Escuchando meteoros
Meteorscattering
El meteorscattering es la técnica que, de forma indirecta, se una para el conteo de meteoros. Se basa en la reflexión temporal de las ondas que hace un meteoro cuando ioniza la atmósfera cercana (cola iónica del meteoro), pudiendo llegar ondas de emisores muy lejanos. Conociendo la frecuencia de emisión de uno de estos emisores se puede registrar la actividad meteórica.
Según algunos estudios previos, las frecuencias óptimas para registrar la señal están entre los 40-100 MHz, este rango de frecuencias se encuentra dentro de la denominada Banda I que va de los 47 a los 68 MHz y es un canal antiguo de emisión de TV. Las emisiones de TV usan un par de frecuencias denominadas portadora de video y portadora de sonido y otra adicional que es la portadora de color. De entre estas 3 frecuencias, la radiada a mayor potencia es la del vídeo, así que la frecuencia idónea para la radioobservación de meteoros será alguna frecuencia portadora de vídeo de una TV en la banda primera. Hay diversos sitios en internet donde se pueden encontrar listas de canales de TV y las frecuencias que usan. Por desgracia la banda primera está despareciendo a favor de las frecuencias en UHF y VHF y de la nueva TDT y el apagón analógico, por lo que en unos años seguramente habrá que buscar nuevas frecuencias.
Una antena yagi
El tipo de antenas idóneas son las antenas yagi (las normales de TV) en la antigua banda de TV de HF (high frecuency u onda corta) que comprende las VHF y UHF. Dentro de ella hay varias bandas, y precisamente la banda de VHF (very high frecuency) que tiene la llamada banda I cuyas frecuentas van por canales entre los 47 y 68 MHz siendo idónea para el meteorscattering.
Ejemplo de como “suena” un meteoro:
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Apuntes de astrofísica I: magnitudes astronómicas
Escrito por Rafael Campillos el 4 Agosto 2009 – 15:06 -
Hiparco de Nicea
Desde siempre el hombre ha tendido a clasificar y cuantificar la naturaleza y el cielo no fue una excepción. Desde los griegos se comenzó ya a hacer astrometría (medir las posiciones) de los astros. Pero no fue hasta el sigo II antes de Cristo cuando Hiparco de Nicea se propuso clasificar las estrellas. Clasificar las estrellas no ofrece muchas alternativas, pues no ofrecen un tamaño visible, son puntuales, los colores apenas varían del azul-blanco-naranja/amarillo-rojo… nos queda pues el brillo. Hiparco midió por comparación respecto a la estrella Vega como sería la magnitud de ostras estrellas. A Vega le asigno el valor de magnitud 1 y prosiguió hasta dividir esas 1000 estrellas en 6 magnitudes. Básicamente el sistema fué este hasta 2000 años después, donde con la aparición de la fotometría se pudo cuantizar exactamente el brillo de las estrellas, es decir su flujo.
La escala de magnitudes es logarítmica ya que el ojo tiene una respuesta logarítmica, esto se traduce que la diferencia entre magnitud 1 y 2 y 2 y 3 no es la misma (lineal), sino que es 2.5 veces más brillante 1 mag=2.5*2 mag=2.5*3 mag… o que una diferencia de 5 mag corresponde a un factor 100 de brillo. Las magnitudes están íntimamente ligadas al flujo luminoso que emite la estrella de tal forma que
donde 
es la magnitud relativa de la estrella en visual (V), también puede ser en otras bandas fotométricas como el azul B, el ultravioleta V, el rojo R, infrarrojo I, K, J… etc…
Bandas fotométricas y bandas de absroción importantes
es el estándar de medición en magnitudes, actualmente la estrella Vega, y 
los flujos de las mismas. Luego asignando a Vega el valor de magnitud 0, y midiendo la relación de sus flujos mediante fotometría podemos medir la magnitud de cualquier estrella. Como vemos a magnitudes de signo negativo le corresponden brillos más altos. Hasta aquí todo perfecto, utilizo un estándar y mido todas, pero aquí no acaba el problema, sabemos mediante la paralaje que las estrellas están a distintas distancias, y que el brillo disminuye con el cuadrado de la distancia… luego nuestras magnitudes son llamadas relativas por este mismo fenómeno, ya que son las magnitudes dependientes de la distancia, de la siguiente forma
donde la distancia a la estrella 
se mide en parsecs. Nótese que si 
la magnitud relativa 
corresponde con este nueva magnitud 
llamada magnitud absoluta. Con las magnitudes absolutas si podemos comparar estrellas ya que es la magnitud de cada estrella como si la viéramos a 10 parsecs de distancia.
Otro aspecto interesante de las magnitudes es que nos permite comparar datos de las estrellas, como sabemos las estrellas azules son mas calientes y las rojas mas frías. Definiendo lo que se llama índice de color como una diferencia de las magnitudes absolutas en barias bandas, como por ejemplo U-B, B-V, si la diferencia es mayor que cero esto quiere decir que la estrella emite más en el primero, p.e. B-V>0 emite más en B (azul,+ caliente), si B-V<0 emite más en V (blanca,+ fría).
Clasificación de las estrellas cercanas en funcióna su magnitud absoluta
Peeero no acaba aquí todavía la cosa, ya que durante su viaje la luz pasa por galaxias, nebulosas,material interplanetario, atmósfera, etc… experimentando un enrojecimiento o atenuación. Este efecto es la extinción.Se puede calcular un coeficiente 
que se suma a la magnitud relativa para obtenerla corregida, 
.
También existe una última magnitud que es llamada bolométrica que recoge toda la radiación emitida de tal forma que en vez de relacionar magnitudes con el flujo se relacionan directamente con la luminosidad. 
es la correción bolométrica. De esta forma la primera ecuación se transforma en
En la pŕactica la mediciónde magnitudes se hace mediante astrofotografía digital, midiendo las cuentas que registra un CCD o un CMOS para la estrella y comparando las posiciones con catálogos, obteniendo por comparación las magnitudes.
Pongamos un ejemplo, la magnitud visual relativa del Sol aquí desde la Tierra es de 
, su magnitud absoluta es:
Si queremos saber ahora cuando el Sol dejará de ser visible, es decir, llegará a magnitud 6, la mínima que capta el ojo humano, con la magnitud absoluta calculada y la relativa que será 6, despejamos
luego a 17.14 parsecs el Sol dejará de verse.
Nota: 
es una unidad astronómica en parsecs.
Anexo: Magnitudes visuales relativas de objetos conocidos
Sol= -26.8 Luna llena=-12.5 Venus=-4.1 Sirio=-1.6 Polar=2.0 Plutón=15Etiquetas: astrofisica, estrellas, flujo, fotometría, magnitudes, medición
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Descubren un planeta con “solo” 2 masas terrestres
Escrito por Rafael Campillos el 21 Abril 2009 – 18:11 -Hoy es un gran día. Se ha anunciado en el congreso que tiene estos días de la Sociedad Europea de astronomía el descubrimiento del que es, hasta ahora, el planeta más ligero encontrado fuera de nuestro querido sistema solar.
Michael Mayor (fotografía de archivo, ¡si siempre quise poner esto!)
Michael Mayor, astrofísico de la Universidad de Ginebra (y que trabaja en exoplanetas, el satélite Corot, etc…) ha anunciado hoy el descubrimiento del planeta más ligero descubierto fuera de nuestra vecindad planetaria. Este planeta, perteneciente al sistema Gliese 581 es ya un viejo conocido de los astrofísicos. Este planeta de hecho es catalogado como “e”, es decir, el cuarto (a es la estrella), Gliese 581 e. Quédense con el nombre porque dará que hablar. Así mismo han refinado los cálculos de su compañero de sistema, Glisese 581d y… ¡oh! .. resulta que se encuentra dentro de la zona habitable (condiciones óptimas para la vida, agua líquida…) del sistema. Todo esto ha sido posible gracias al ESO (Observatorio Austral Europeo), tras 4 años de trabajo continuado en exoplanetas y gracias también al espectrógrafo HARPS que se encuentra instalado en el telescopio de 3.4 metros en La Silla. En palabras de Michael Mayor, cada día están más cerca del “santo grial”
“The holy grail of current exoplanet research is the detection of a rocky, Earth-like planet in the ‘habitable zone’ — a region around the host star with the right conditions for water to be liquid on a planet’s surface”
Gliese 581 es una estrella localizada en la constelación de Lira a unos 20.5 años luz y su planeta “e” da una vuelta en torno a la estrella en apenas 3.15 días. Desgraciadamente se encuentra demasiado cerca de la zona caliente como para albergar/suponer/condicionar un desarrollo de vida tal y como tenemos en la Tierra. El planeta que ha sido “movido” a la zona habitable es un planeta tipo Neptuno. Con todo esto Gliese 581 cuenta ya con su sistema planetario del que conocemos 4 miembros, Gliese 581 b tiene 16 masas terrestres, c 5 masas terrestres y d 7 masas terrestres. En cuanto a Gliese 581 d, el planeta puesto en zona habitable, se espera que esté cubierto por un océano (de agua o de algún otro elemento, como el metano en Titán).
Comparación de los sistemas del Sol y Gliese 581, la zona azul corresponde a la zona habitable. Copyright de la ESA.
“It is amazing to see how far we have come since we discovered the first exoplanet around a normal star in 1995 — the one around 51 Pegasi,” says Mayor. “The mass of Gliese 581 e is 80 times less than that of 51 Pegasi b. This is tremendous progress in just 14 years.”
Como dice Mayor, si en 14 años hemos reducido la masa detectable 1/80, ¿cuánto falta para poder anunciar el descubrimiento de un exoplaneta como la Tierra?. Sea cuando sea cambiará el rumbo de la historia.
Impresión artística de Gliese 581 e
Fuente: Nota de presna de la ESA y Cuaderno de bitácora estelar
Etiquetas: astrofisica, exoplanetas
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El universo en megahercios
Escrito por Rafael Campillos el 4 Marzo 2009 – 22:03 -
Una radio de onda corta
¿Te imaginas que con una radio como la de la foto se puede hacer ciencia?.
No imagines mucho, se puede hacer ciencia. Si si. Y te preguntarás “¿Pero los astrónomos no usáis los telescopios?”. Evidentemente sí. Pero el universo tiene algo más que luz y materia. Pero antes un pequeño resumen de la entrada, que es un poco larga.
El espectro electromagnético
La luz solo es una pequeña parte de todas las ondas de tipo electromagnético. ¿Cómo funciona esto de la radiación?
La Radioastronomía
Veremos como surgió y a que se dedica esta rama de la astrofísica. Su historia y sus logros.
Radioastronomía a nivel amateur
Porque a todos en casa nos gusta cacharrear y quien sabe, lo mismo alguno se anima. Hablaremos de las diferentes opciones para hacer radioastronomía amateur, explicaremos cada caso e incluso hay audios de ejemplo.
Etiquetas: AIA, astroblog, astrofisica, IYA, radioastronomia
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Cazadores de planetas
Escrito por Rafael Campillos el 30 Agosto 2008 – 22:54 -(Tomado del blog Cuadérno de bitácora estelar)
David Barrado y Carlos Eiroa
Durante los días 27 al 29 de agosto, la Universidad Autónoma de Madrid ha organizado el curso de verano “Sistemas planetarios más allá del Sol” en la residencia “La Cristalera”, localizada en la sierra madrileña. A continuación proporcionamos un resumen de las charlas impartidas por los diversos ponentes, todos ellos reconocidos investigadores en sus respectivos campos.[...]
Discos exoplanetarios: análogos extrasolares del Cinturón de Kuiper y de la Luz Zodiacal
Amaya Moro-Martín
Princeton UniversityLas estrellas de cierta edad, superiores a los 10 millones de años, pueden poseer unos tenues discos de polvo con una masa similar a la de la Luna y localizados en un toro con radio mínimo de unas 10 unidades astronómicas (UA) y máximo de unas 100 UA. Se suelen detectar como luz dispersa en el óptico e infrarrojo cercano, o por emisión térmica (en el infrarrojo medio hasta milimétrico). Estos discos están formados por material procesado, no por polvo formado durante la evolución inicial de la estrella y de su disco circunestelar (que ha podido dar lugar a la formación de un sistema planetario). Por tanto, la presencia de un disco de este tipo implica la presencia de planetesimales, que son los bloques iniciales en la formación de planetas.
Tuve la suerte de entrevistar para el concurso El País de los Estudiantes y aprovechando voy a subir el PDF con la entrevista por si a alguien le apetece leerla. Muchas gracias Amaya por dedicarnos la entrevista.
Entrevista Amaya El país de los estudiantes <- PDF con la entrevista.
Etiquetas: astrofisica, discos debris, sistemas planetarios
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