Cuásares

El primer paso en el desarrollo de cada nuevo campo de la ciencia es catalogar las observaciones que se realizan. Durante la década del ‘50, largos números de nuevas fuentes de radiación radial fueron descubiertas y catalogadas. El próximo paso para los astrónomos fue intentar encontrar ópticamente a cada objeto del cual provenía esa fuente de radio. Algunas identificaciones eran bastante obvias, pero en muchos casos la baja resolución de los primeros radiotelescopios frustraron estos esfuerzos.  Un radiotelescopio de alta resolución fue construido en la Universidad de Cambridge en Inglaterra en la década del 50, esto hizo posible la identificación de muchas nuevas fuentes de radio. Algunas parecían ser de galaxias lejanas, pero una de ellas 3C48 (el objeto Nº 48 en el Tercer Catalogo Cambridge), no tenía una imagen óptica obvia, sino que parecía ser una débil estrella azul.

Naturaleza y Funciones de la Radioastronomía

La naturaleza exacta de estas emisiones de radio no ha podido explicarse aún, pero se las clasifica en varios tipos según sus características principales y sus focos de procedencia: radiaciones procedentes de nuestro sistema solar (del sol, de Júpiter, etc.); radiaciones térmicas procedentes del fondo galáctico; radiaciones no térmicas procedentes de focos galácticos o extragalácticos específicos, pero fuera del sistema solar; y radiación de 21 cms. con origen en la emisión de átomos por el hidrógeno no muy enrarecido de los espacios interestelares.

¿Qué es la radioastronomía?

La radioastronomía es una rama de la ciencia astronómica que ha ampliado considerablemente el alcance del conocimiento humano en los problemas que presenta el cosmos.

Fue en diciembre de 1931 que un ingeniero norteamericano de los laboratorios de la Bell Telephone Co., Karl G. Jansky, captó en su aparato de radio, entre otros ruidos atribuibles a tormentas atmosféricas locales y otras más lejanas, unos ruidos inexplicables que se presentaban exclusivamente cada vez que señalaba con la antena direccional de su instrumento hacia una zona dada en la bóveda celeste. Continuó sus observaciones hasta que logró establecer la dirección de donde procedía la mencionada frecuencia radial correspondía en términos generales a aquélla en la que se halla el centro galáctico.

Clases y Dimensiones de las estrellas

Los astrónomos tienen muchos instrumentos que usan en conexión con sus telescopios, con los cuales, además del estudio de las posiciones de los astros, realizan otras investigaciones. El interferómetro ha ayudado a determinar los diámetros de algunas de las estrellas; la cámara fotográfica se usa casi siempre que se observan, con el fin de que quede algo permanente relativo a tales observaciones; el espectroscopio se recurre para estudiar el espectro de las mismas y hacer espectrogramas de ellas. A los astrónomos les interesan los movimientos, las distancias, el brillo y el número de las estrellas, así como sus colores, temperatura y tamaño. Algunas son blanco azuladas o blancas, mientras que otras son amarillas, anaranjadas o rojas. Hay estrellas que irradian escaso calor, en tanto que el de otras es muy intenso. Su temperatura superficial varía desde 1.600 hasta 20.000 grados C., y la interior pasa, en algunas, de 20.000.000 de grados. Algunas estrellas más pequeñas son poco más o menos del tamaño de Júpiter, mientras que hay estrellas gigantes con un diámetro 500 veces mayor que el del sol.   Una estrella puede tener un espectro semejante a los espectros de muchas otras estrellas. Las de espectro similar se colocan en la misma clase espectral. A dos clases especiales de estrellas se las llama las “gigantes” y las “enanas”. Las enanas blancas, rara vez observadas, son las más pesadas de todas las estrellas.

Magnitudes estelares

 Desde los días de los astrónomos griegos, hace 2.000 años, las estrellas se han dividido en clases de acuerdo con su magnitud o brillo. Hasta la invención del telescopio se reconocían solamente seis magnitudes, o grados de brillo, y todas las estrellas menos brillantes que las de la sexta magnitud no se distinguen sin telescopio. Una vez pudo recurrirse al telescopio, pudo observarse un gran número de estrellas de luz débil que no habían sido vistas antes. Ahora, con los grandes telescopios modernos, pueden fotografiarse hasta de la magnitud 21. La luz de una estrella de una magnitud dada es aproximadamente dos veces y media más tenue que la de las estrellas de la magnitud inmediatamente superior. Hay 20 estrellas de primera magnitud, pero en cada magnitud inferior el número aumenta rápidamente.

 Entre las estrellas de primera magnitud se cuentan Sirio, Canopo, Alfa Centauro, Vega, Cabra, Arturo, Rigel, Proción, Achernar, Altair, Betelgeuze y Aldebarán.