Radioastronomía: Karl Jansky:1932 Los logros del pasado… ALMA: 2010 …y los desafíos del futuro

Radioastronomía: los logros y los retos Luis F. Rodríguez, Centro de Radioastronomía y Astrofísica, Campus Morelia, UNAM Introducción Grandes logros Logros recientes Los desafíos del futuro La radioastronomía en México

¿Cómo podemos estudiar al resto del lejano Universo? Exploración Directa Radiación Electromagnética Neutrinos Rayos Cósmicos Ondas Gravitationales La radiación electromagnética es el caballito de batalla de la astronomía…

James Clerk Maxwell (1831-1879), físico escocés que descubre que la luz es sólo parte de un fenómeno más amplio: la radiación electromagnética.

La radiación electromagnética está formada por ondas de una longitud característica

Las predicciones de Maxwell son comprobadas por Heinrich Hertz, quien en 1888 logra producir y detectar ondas de radio

Rayos g Rayos X UV Visible Infrarrojo Radio

La Ventana de Radio Va de 20 m a 0.3 mm (¡un factor de casi 10,000!). En contraste, la ventana óptica va de 0.8 a 0.4 mm (un factor de sólo 2). => Uno no puede observar toda la ventana de radio con el mismo tipo de radiotelescopio. La ventana de radio está limitada por el extremo de las longitudes de onda grandes por la opacidad de la ionosfera, mientras que por el extremo de las longitudes de onda cortas, la atmósfera se vuelve opaca debido a la absorción por moléculas como el vapor de agua y el oxígeno molecular.

¿Cuál es en realidad el mayor logro de la radioastronomía? Más allá de las contribuciones científicas que veremos en un momento, la radioastronomía convenció a la comunidad astronómica de que valía la pena observar al Universo afuera de los límites de la ventana óptica…

Luz, ondas de radio, rayos X… En cierto modo lo mismo (todas obedecen las leyes de Maxwell)… Pero también diferentes. Así como con la luz se pueden hacer imágenes, espectroscopía, etc., lo mismo es válido para las otras ventanas, sólo que hay que tener los aparatos adecuados.

Karl Jansky c. 1932

Grandes descubrimientos A través de los años, se han entregado cuatro Premios Nobel de Física a radioastrónomos y, desde un cierto punto de vista, uno podría pensar que estas son las más grandes aportaciones.

1974: Antony Hewish y Martin Ryle Descubrimiento de los pulsares Técnica de la síntesis de apertura

1978: Robert W. Wilson y Arno Penzias Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo

1993: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor Jr. Descubrimiento del pulsar binario

2006: John Mather y George Smoot Descubrimiento de la forma de cuerpo negro y de la anisotropía de la radiación cósmica de fondo

Sin embargo… Sería un error juzgar a la radioastronomía (o a cualquier otra rama de la astronomía) sólo por el número de Premios Nobel de Física recibidos. La Astronomía tiene sus propias metas y prioridades que son claves para la astronomía y no necesariamente importantes para la Física.

Un claro ejemplo de esto es el descubrimiento de Baade de dos tipos de poblaciones estelares Galaxia espiral ESO 510-13 Población I Población II

Emisión sincrotrónica Electrones de muy alta velocidad (relativistas) en un campo magnético emiten la llamada radiación sincrotrónica que generalmente sólo se puede “ver” (o sea detectar) en la ventana de radio.

Radiogalaxia Fornax A Radio

Expansión Supernovas en Otras Galaxias

Emisión Térmica Cuando se tiene emisión térmica, la energía de las ondas electromagnéticas (los llamados fotones) es comparable con la energía de las partículas que emiten y entonces las observaciones de radio trazan al Universo Frío

Nube Molecular Diámetro= 1-10 años-luz Temperatura = 10-100 K Densidad = 1,000-10,000 cm**-3 Formadas por moléculas y polvo Masa = 1-10000 masas solares Sitios de la formación estelar

Mecanismo de excitación de los Objetos Herbig-Haro HH 1 HH 2

Mecanismo de excitación de los Objetos Herbig-Haro HH 1 HH 2

Paradigma actual de la formación estelar

Emisión del polvo de un disco que formará planetas

¿Disco compacto?

También se pueden detectar “líneas” provenientes de átomos o moléculas También se pueden detectar “líneas” provenientes de átomos o moléculas. La primera línea detectada fue la línea de 21 cm proveniente del hidrógeno, el componente principal del Universo.

Hidrógeno Neutro en Galaxias NGC 6946 En gris vemos las estrellas. En azul vemos la emisión de la línea de 21 cm del hidrógeno neutro. El hidrógeno está mucho más uniformemente que las estrellas.

Observaciones de la línea de 21 cm Muchas veces se encuentran cosas inesperadas… Corrientes de gas entre las galaxias interactuantes Optical image of M81 Group (DSS)

Orion KL Se han detectado más de 100 moléculas en el espacio interestelar

Los máseres de vapor de agua en la galaxia NGC 4258 se han usado para hacer imágenes precisas de la rotación de un disco molecular alrededor de un hoyo negro supermasivo en el centro de esta galaxia

Se han medido movimientos de máseres de agua en la galaxia M33

Clases de radiotelescopios Los radiotelescopios vienen en dos posibilidades: antenas solas o interferómetros

Antena sola

Ventajas de una Antena Sola Relativamente sencilla Puede utilizar receptores incoherentes (i. e. Bolómetros) Los arreglos de receptores permiten en la actualidad mapeos rápidos Se detecta todo el flujo dentro del haz

Interferómetro Very Large Array

Ventajas de un interferómetro Mayor resolución angular Producen imágenes de millones de pixeles Sustituyen al acero con la electrónica Obtienen posiciones de enorme precisión

Tres grandes inteferómetros se están desarrollando para el futuro ¿Porqué tres?: Esto es necesario para cubrir desde las ondas decamétricas hasta las submilimétricas. Los dos primeros proyectos: LOFAR (dm y m) y SKA (cm) están en etapas preliminares, pero el tercero (ALMA, para ondas milimétricas y submilimétricas) cuenta ya con financiamiento internacional.

LOFAR

ALMA

Atacama Large Millimeter Array Ubicado en Chajnantor, Chile en el desierto de Atacama a 5,000 metros de elevación. 64 antenas de 12 metros de diámetro cada una. Financiamiento de EUA (300 M$), Europa (300 M$), y Japón (300 M$). Los astrónomos de México tendrán acceso competitivo a ALMA gracias a un proyecto de CONACyT (Campos Nuevos).

El objetivo principal de ALMA será ayudar a entender la formación de galaxias en el pasado y la formación de estrellas y planetas en el pasado y en el presente. Los procesos de formación pueden entenderse mejor en las ondas milimétricas y submilimétricas. ALMA será extremadamente versátil y podrá atacar una gran variedad de problemas astronómicos. Se es peran primeros resultados alrededor de 2008 y funcionamiento completo en 2012.

La Radioastronomía en México Alrededor de 12 observadores y 6 teóricos (hay sólo como 150 astrónomos profesionales trabajando en México). Hasta ahora, todas las observaciones se han hecho en observatorios de otros países que están “abiertos” a usuarios externos. Hay dos grandes proyectos en desarrollo: Colaboración con el EVLA y ALMA (UNAM) Gran Telescopio Milimétrico (INAOE)

Conclusiones La radioastronomía tiene un futuro prometedor en nuestro país. Después de la radioastronomía comienza a haber en México unos pocos astrónomos interesados en la astronomía de rayos X y rayos gama. México trata de mantener una actividad moderna y relevante en el mundo cada vez más competitivo de la astronomía en particular y la ciencia en general.