Radioastronomia

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

La radioastronomia és la branca de l'astronomia que estudia els objectes celestes i els fenòmens astrofísics mesurant la seva emissió de radiació electromagnètica en la regió de ràdio de l'espectre. Les ones de ràdio tenen una longitud d'ona major que la de la llum visible. En la radioastronomia, per a poder rebre bons senyals, s'han d'utilitzar grans antenes o grups d'antenas més petites treballant en paral·lel. La majoria dels radiotelescopis utilitzen una antena parabòlica per a amplificar les ones, i així obtenir una bona lectura d'aquestes. Això permet als astrònoms observar l'espectre de ràdio d'una regió del cel. La radioastronomia és una àrea relativament nova de la investigació astronòmica, que encara té molt per descobrir.

En l'actualitat, existeixen radiotelescopis gegants, permetent observacions d'una resolució impossible en altres Longituds d'ona. Entre els problemes que la radioastronomia ajuda a estudiar, es troben la formació estel·lar, les galàxies actives, la cosmologia, etc.

Història[modifica | modifica el codi]

Una de les primeres investigacions d'ones de ràdio d'origen extraterrestre va ser portada a terme per Karl Guthe Jansky, un enginyer de Bell Telephone Laboratories, en els començaments de 1930. El primer objecte detectat fou el centre de la Via Làctia, seguit pel Sol. Aquests primers descobriments van ser confirmats per Grote Reber el 1938. Després de la Segona Guerra Mundial, a Europa i els Estats Units, els astrònoms van desenvolupar importants millores en la radioastronomia, i aquest camp va començar a florir.

Un dels desenvolupaments més notables vingué en 1946 amb la introducció de la ràdio interferometria per Martin Ryle de Cavendish Astrophysics Group en Cambridge ( qui va obtenir el Premi Nobel per això, i el seu treball de aperture synthesis), també el mirall interferòmetre de Lloyd desenvolupat independentment per Joseph Pawsey's en 1946 a la Universitat de Sydney. Dos temes, un astronòmic i un tècnic, van dominar la investigació en Cambridge des de fins de 1940 durant més de trenta anys. Quina era la naturalesa de les fonts de ràdio discretes o "estrelles de ràdio"? On estaven, quins eren, quines eren les seves característiques?, quantes existien?, com funcionaven i quina era la seva significació a l'univers? D'importància paral·lela era el trencaclosques de com idear les noves classes de radiotelescopi que aclaririen aquestes preguntes astronòmiques.

Avanços[modifica | modifica el codi]

La radioastronomia ha dut a un important increment en el coneixement astronòmic, particularment amb el descobriment de moltes classes de nous objectes, incloent-hi els púlsars, quàsars i les galàxies actives. Això és degut al fet que la radioastronomia ens permet veure coses que no són possibles de detectar en l'astronomia òptica. Tals objectes representen alguns dels processos físics més extrems i energètics en l'univers.

La radioastronomia és també en part responsable per la idea que la matèria fosca és un important component del nostre univers; els mesuraments de ràdio de la rotació de les galàxies suggereix que hi ha molta més massa en les galàxies que la que ha estat observada directament. La radiació de fons de microones (CMB) va ser detectada per primera vegada utilitzant radiotelescopis. Els radiotelescopis també han estat utilitzats per a investigar objectes molt més propers a la terra, incloent-hi observacions del Sol, l'activitat solar i mapejos per radar dels planetes del Sistema Solar.

Els radiotelescopis poden ser ara trobats per tot el món. Radiotelescopis molt distanciats uns d'uns altres són utilitzats freqüentment en combinació utilitzant una tècnica anomenadainterferometria per a obtenir observacions d'alta resolució que no poden ser obtingudes utilitzant un sol receptor. Inicialment radiotelescopis distanciats per uns pocs quilòmetres eren combinats usant interferometria, però a partir de 1970, radiotelescopis al voltant de tot el món (fins i tot orbitant la terra) són combinats per a realitzar mapejos interferòmetres de gran grandària (Very Long Baseline Interferometry (VLBI)).

Formes d'emissió d'ones de ràdio[modifica | modifica el codi]

L'emissió en ràdio es pot presentar en dues formes: radiocontinu i línies espectrals. En el ràdio continu l'emissió s'estén en una regió ampla de l'espectre electromagnètic mentre que les línies espectrals estan centrades en una freqüència específica. Aquestes formes depenen de l'origen físic de la radiació.

Radiocontinu[modifica | modifica el codi]

En les galàxias el radiocontinu prové de tres mecanismes: radiació sincrotró, emissió lliure-lliure i emissió tèrmica. La radiació sincrotró és emesa en la seva major part per electrons relativistes confinats en els camps magnètics de les galàxies. També una part d'aquesta emissió prové directament dels romanents de supernova, els nuclis de galàxies actives, els púlsars i els microquàsars. L'emissió lliure-lliure prové en la seva major part de les regions de formació estel·lar mentre que, l'emissió tèrmica té el seu origen a aquestes longituds d'ona en cossos relativament freds, en la seva majoria la pols del mitjà interestel·lar.

A escales més petites les estrelles més potents i properes poden ser observades en ràdiocontinu, en particular el nostre Sol. I, en escales majors la principal emissió en radiocontinu és la radiació de fons de microones.

Línies espectrals[modifica | modifica el codi]

Les diferents espècies químiques que hi ha en l'univers i en els seus objectes emeten o absorbeixen llum en diferents línies espectrals, seguint les lleis de la mecànica quàntica. En regió de ràdio de l'espectre electromagnètic se solen trobar línies de transició, rotacionals i vibracionals dels àtoms i molècules més comunes en l'univers. Aquestes línies solen observar-se en emissió però també poden observar-se en absorció sobre un fons de radiocontinu. Algunes d'aquestes línies són:

  • La línia de HI que prové de la transició superfina de l'hidrogen atòmic (transició entre estats que l'espín de l'electró i el protó és paral·lel i antiparalel), centrada en 1.4 GHz. Aquesta línia traça el gas atòmic que és la principal reserva de gas en les galàxies.
  • Les línies rotacionals del CO. Es troben en la zona mil·limètrica de l'espectre i són els principals traçadors del contingut d'hidrogen molecular en estar el contingut de CO íntimament associat al de H2.

També s'observen altres línies com el NH3, OH, HCN, etc., que tracen diferents propietats físiques i químiques de les diferents regions i objectes de l'univers.

Fonts d'emissió d'ones de ràdio[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Radioastronomia Modifica l'enllaç a Wikidata