Por qué construir diferentes tipos de telescopios
Podemos observar el mundo que nos rodea porque nuestros ojos pueden detectar la luz visible, un tipo de radiación electromagnética. Sin embargo, otros objetos en la Tierra y en el espacio exterior irradian diferentes tipos de radiación electromagnética que son invisibles a simple vista, como las ondas de radio. La síntesis de toda radiación electromagnética es el espectro electromagnético:
El espectro electromagnético. (? NASA)
El espectro electromagnético en el lado derecho de la imagen de arriba incluye rayos gamma de alta energía y rayos X (longitudes de onda cortas, altas frecuencias), mientras que el lado izquierdo son ondas de radio de baja energía. y microondas (longitudes de onda largas, baja frecuencia), y los colores parecidos al arco iris en la imagen son luz visible.
Ventana atmosférica. (? NASA)
La radiación electromagnética es reflejada y absorbida por algunos gases de la atmósfera terrestre, los más importantes de los cuales son el vapor de agua, el dióxido de carbono y el ozono. Parte de la radiación, como la luz visible, pasa en su mayoría directamente a través de la atmósfera. Estas regiones del espectro electromagnético (donde las longitudes de onda pueden atravesar la atmósfera) a menudo se denominan “ventanas atmosféricas”. Algunas microondas pueden incluso atravesar las nubes, lo que las convierte en la mejor banda para transmitir señales de comunicaciones por satélite.
Existen telescopios correspondientes en cada banda del espectro electromagnético y, por supuesto, hay más que estos. (? NASA)
Los grandes telescopios terrestres más comunes son los telescopios ópticos y los radiotelescopios. El telescopio FAST, que recientemente se ha vuelto popular en todo el país, es el radiotelescopio más grande del mundo. Además, los científicos también lanzarán al espacio telescopios ultravioleta, de rayos X y de rayos gamma, porque la atmósfera no es transparente a estas bandas. Los telescopios infrarrojos se pueden utilizar en tierra, en el aire y en el espacio. Los diferentes telescopios también tienen sus propios objetivos científicos. Por ejemplo, los objetivos científicos de FAST son explorar el origen y la evolución del universo, observar púlsares, detectar moléculas interestelares y buscar extraterrestres, etc.
Nota: Radio es un nombre único en astronomía, y generalmente se le llama microondas y ondas de radio en otras disciplinas.
El "Sky Eye" FAST ubicado en Guizhou, China, es el radiotelescopio más grande del mundo. Cuanto más grande es el telescopio, más luz capta y más lejos y más profundo puede ver.
¿Por qué construimos telescopios en diferentes bandas de longitud de onda? En otras palabras, ¿habría alguna diferencia si observáramos el universo en diferentes longitudes de onda? Sí, cuando observamos el universo a través de las perspectivas de diferentes bandas de ondas, los fenómenos que observan serán muy diferentes, lo que nos ayuda a obtener información más completa sobre el universo. Por ello, para explorar el universo, los astrónomos han desarrollado varios telescopios para observar el universo. De hecho, todos los telescopios observan distintas bandas del espectro electromagnético. Primero veamos un ejemplo:
La imagen de arriba muestra cómo se ve la galaxia espiral M51 en diferentes bandas de longitud de onda. Cada imagen es una frecuencia de onda muy estrecha en el espectro electromagnético, pero lo que nos muestran es muy diferente. La radiación de baja energía proviene de regiones más frías del gas molecular y la radiación de alta energía proviene de puntos calientes donde los átomos están completamente ionizados. A partir de la imagen compuesta podemos obtener la estructura, temperatura y composición química de la galaxia espiral M51.
A continuación, tomamos la Vía Láctea como ejemplo para aprender más sobre las diferentes cosas que encontraremos sucediendo en la Vía Láctea en cada banda de ondas.
(?NASA)
Radio
Cómo funcionan los radiotelescopios. Las ondas de radio nos permiten ver muchos objetos que son invisibles a la luz visible, como el gas de las galaxias. (? BBC)
La radiación de radio nos dice cosas diferentes sobre lo que sucede en la Vía Láctea, dependiendo de qué parte del espectro de radio estés mirando. Algunas partes nos dirán cómo se aceleran los electrones en la Vía Láctea y otras partes nos informarán sobre la distribución del gas hidrógeno en la Vía Láctea.
La intensidad de la emisión de radio continua desde el disco de la Vía Láctea. Arriba: la frecuencia es de 408 MHz; abajo: la frecuencia está entre 2,4 y 2,7 GHz.
(Haslam, et. al (1982), A&AS, 47, 1; Duncan, et. al (1995) MNRAS, 277, 36; Fuerst, et. al (1990) A&AS, 85, 691; Reich, et al. ( 1990), A&AS, 85, 633)
La emisión radiocontinua de electrones acelerados se produce a través de dos procesos diferentes. En la banda de 408 MHz, en estas partes de la Vía Láctea, los electrones son acelerados por campos magnéticos interestelares hasta casi la velocidad de la luz. Cuando los electrones se aceleran, rodean las líneas del campo magnético e irradian ondas de radio. En el dominio de frecuencia de 2,4 - 2,7 GHz, hay algunos puntos muy brillantes que muestran electrones acelerados en el campo magnético. Además, veremos electrones acelerados por protones del plasma caliente que emite en la nebulosa.
Radiación sincrotrón. (? NASA)
Por otro lado, al observar algunas longitudes de onda específicas, los astrónomos pueden conocer la distribución del gas hidrógeno en la Vía Láctea.
La Vía Láctea en la banda de radio. Estas dos imágenes muestran la distribución de átomos (arriba, 1,4 GHz) y moléculas de hidrógeno (abajo, 115 GHz). (Crédito: Burton, (1985) A&AS, 62, 365; Hartmann, "Atlas of Galactic Neutral Hydrogen", Cambridge Univ. Press, (1997, libro y CD-ROM); Kerr, (1986) A&AS, 66, 373; Dame, (2001) ApJ, 547, 792)
Los átomos de hidrógeno tendrán una rara línea espectral a una frecuencia de 1420 MHz (equivalente a una longitud de onda de 21 cm). Aunque esta línea espectral es rara, todavía la vemos destacándose en la Vía Láctea porque la Vía Láctea contiene mucho gas hidrógeno. Los átomos de hidrógeno se pueden utilizar para rastrear el medio interestelar frío o cálido, que a menudo está formado por gas y polvo difuso y se extiende por cientos de años luz.
Es muy difícil detectar moléculas de hidrógeno en la Vía Láctea, pero podemos rastrearlas observando monóxido de carbono. Las líneas espectrales del monóxido de carbono tienen una frecuencia de 115 GHz. Descubrimos que las moléculas de hidrógeno aparecen principalmente en nubes moleculares. Estas nubes de gas interestelar suelen aparecer en los brazos espirales de la Vía Láctea, donde se forman estrellas en gran número. En otras palabras, las moléculas de hidrógeno son el componente principal de la actividad de formación de estrellas.
(Utilizando radiotelescopios, podemos observar púlsares distantes, regiones de formación estelar, restos de supernovas y cuásares. Los cuásares son uno de los cuatro principales descubrimientos astronómicos de la década de 1960. Los lectores interesados pueden hacer clic en: " Twinkle Quasar")
Infrarrojos
La luz infrarroja tiene una longitud de onda más larga que la luz visible y puede atravesar áreas de alta densidad con gas y polvo. No se absorbe ni se dispersa fácilmente. , por lo que se pueden utilizar rayos infrarrojos para observar las profundidades del disco de la Vía Láctea. Las longitudes de onda más cortas de la luz infrarroja revelan la distribución de las estrellas en la Vía Láctea, mientras que las longitudes de onda más largas revelan el polvo interestelar calentado por la luz de las estrellas.
Imagen infrarroja del disco de la Vía Láctea. La imagen superior muestra una imagen compuesta de imágenes de infrarrojo medio y lejano observadas por IRAS; la imagen del medio muestra una imagen de infrarrojo medio observada por el satélite MSX y la imagen inferior muestra una imagen de infrarrojo cercano observada por COBE;
(? Wheelock (1994) Suplemento explicativo del IRAS Sky Survey Atlas, publicación JPL 94-11; Price (2001) AJ, 121, 2819; Hauser (1995) Suplemento explicativo del experimento de fondo infrarrojo difuso COBE, versión 2.0, COBE Ref. Pub. No. 95-A (Greenbelt, MD: NASA/GSFC))
La luz infrarroja puede ayudarnos a observar estrellas jóvenes que se forman en nubes moleculares que bloquean la visión de la luz visible pero que son apenas transparentes a la luz infrarroja. Cuando la luz de las estrellas encuentra polvo interestelar, lo calienta e irradia luz infrarroja. Al observar rayos infrarrojos más largos, podemos rastrear las nubes de polvo interestelar.
(El sucesor del Telescopio Espacial Hubble, James Webb (JWST), es un telescopio espacial infrarrojo que explorará el origen del universo y los misterios del nacimiento de galaxias, estrellas y planetas.)
Óptica
Las observaciones de la Vía Láctea en longitudes de onda ópticas son quizás las más familiares para nosotros. El desafío de observar en longitudes de onda ópticas es que la luz visible es rápidamente absorbida por el gas y el polvo interestelar, por lo que no podemos ver tan lejos como podemos con otras longitudes de onda.
Una imagen óptica del disco de la Vía Láctea. (Mellinger, A.)
Debido a que el polvo interestelar bloquea severamente la luz visible, las imágenes mostradas arriba provienen principalmente de estrellas a miles de años luz de distancia del sol. También vemos áreas de color rojo brillante, producidas por gas incandescente. Las manchas oscuras se deben a la absorción por nubes de gas y polvo, y estas áreas se pueden observar mediante radiación de radio e infrarroja.
Ultravioleta
El ultravioleta tiene una longitud de onda más corta que la luz visible. Aunque los ojos humanos no pueden ver la luz ultravioleta, algunos insectos, como las abejas, sí pueden. El sol es una poderosa fuente de rayos ultravioleta y la exposición prolongada a los rayos ultravioleta puede dañar el ADN.
Al detectar la luz ultravioleta, los científicos pueden ver dónde las estrellas calientan el medio interestelar y dónde nacen las estrellas. Las estrellas jóvenes y calientes irradian luz ultravioleta, que a su vez calienta el gas hidrógeno circundante.
Imagen ultravioleta del disco de la Vía Láctea. Los datos provienen de GALEX y el ancho de banda negro se debe a datos insuficientes. (? D. Schiminovich (Columbia), M. Seibert (OCIW) y el equipo científico GALEX, dirigido por el Prof. C. Martin en Caltech)
La figura muestra la radiación de cúmulos de estrellas, restos de supernovas y características de absorción de polvo en regiones de formación estelar y nubes moleculares en el disco de la Vía Láctea.
Rayos X
En la Vía Láctea, los rayos X provienen de muchas fuentes, como gas caliente, sistemas estelares binarios, estrellas jóvenes, cúmulos de estrellas, restos de supernovas y material que cae. en el agujero negro central de la galaxia.
Imágenes de rayos X suaves de ROSAT. (? Snowden (1997) ApJ, 485, 125)
Los gases calientes irradian rayos X suaves (de baja energía). Los diferentes colores representan diferentes niveles de absorción o la temperatura del área emisora.
Rayos gamma
Los rayos gamma son la radiación de longitud de onda más corta y mayor energía del espectro electromagnético. Provienen de los entornos más extremos del universo, como estrellas de neutrones, púlsares, explosiones de supernovas y discos de acreción de agujeros negros. La mayoría de los rayos gamma que detectamos provienen de fuera de la Vía Láctea. Sin embargo, sí observamos el fondo de rayos gamma que se produce cuando los núcleos de hidrógeno de las nubes interestelares chocan con los rayos cósmicos. Además, los rayos gamma también provienen de algunos objetos brillantes y densos, como los púlsares.
Seis años de datos de observación del Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi.
(?Colaboración NASA/DOE/Fermi LAT)
Los rayos gamma observados por el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi que se muestran arriba tienen energías entre 500 GeV y 2 TeV. La mayoría de los rayos gamma provienen de colisiones de rayos cósmicos con núcleos de hidrógeno. Pero también verás algunas fuentes muy brillantes: nebulosas de viento pulsantes y restos de supernovas. Miremos una versión ampliada y podemos ver claramente algunas fuentes de púlsar:
(?NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration)
Además de observar los rayos gamma del disco de la Vía Láctea , el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi también descubrió dos enormes "burbujas" separadas del centro de la Vía Láctea, que contienen una enorme energía: