La radiación electromagnética
llega en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético,
desde los rayos gamma a las ondas de radio. Sin embargo, esta radiación
lleva impresa la huella del medio por el que se ha propagado. Los átomos
y las moléculas que lo componen pueden absorber algunas longitudes
de onda, dispersar (por reflexión) otras y dejar pasar otras pero
desviando su dirección de propagación (refracción).
La atmósfera terrestre representa una barrera infranqueable para gran parte del espectro electromagnético. De hecho, absorbe la mayoría de la radiación con longitudes de onda menores que el ultravioleta, entre el infrarrojo y las microondas y las ondas de radio de menor frecuencia. Por lo tanto, de toda la adiación electromagnética procedente de objetos astrofísicos, a la superficie sólo llegan ondas en el rango visible, algunas en el ultravioleta e infrarrojo y las ondas de radio de longitud de onda más corta.
Las dos regiones más importantes
del espectro en las que la atmósfera es transparente al paso de
la radiación se conocen como la ventana óptica y la ventana
radio. Ésta última abarca desde, aproximadamente, 5 MHz hasta
más de 300 GHz (longitudes de onda equivalentes a 1mm y 100 m respectivamente).
El extremo de baja frecuencia de este intervalo viene marcado por la absorción
en la ionosfera mientras que el de alta frecuencia es debido a la atenuación
de la señal producida por vapor de agua y dióxido de carbono.
Un cuerpo negro emite radiación en todas las longitudes de onda. Sin embargo, cuando esta radiación pasa a través de un gas, es absorbida selectivamente (esto es, sólo algunas longitudes de onda) por los átomos y moléculas que componen el gas. Cada átomo o molécula absorbe unas longitudes de onda que lo distinguen del resto y lo caracterizan unívocamente. El resultado final es que de la radiación que ha atravesado la nube de gas ha desaparecido la contribución de algunas longitudes de onda, dando lugar a un espectro con líneas de absorción.
Los átomos y moléculas del gas reemiten posteriormente esa energía a la misma longitud de onda. Si se pudiese observar esa emisión sin iluminación de fondo (por ejemplo, al analizar nubes de gas que se encuentran en el espacio entre las estrellas) veríamos líneas de emisión superpuestas a un fondo oscuro. Estos fenómenos se conocen como las leyes de Kirchhoff del análisis espectral:
Estos fenómenos ocurren exactamente igual en otros rangos del
espectro electromagnético, incluyendo las ondas de radio. Al pasar
por un medio material, la radiación en ciertas longitudes de onda
es absorbida y esas mismas longitudes de onda aparecen en emision si observamos
el gas de forma que la fuente de radiación queda fuera de la linea
de vision.
¿Por qué absorben los átomos energía electromagnética sólo en determinadas longitudes de onda? ¿Y por qué emiten sólo en esas misma longitudes de onda? Lo que sigue a continuación es una explicación resumida de por qué esto es así..
La respuesta a las preguntas formuladas más arriba reside en la mecánica cuántica. Los electrones ligados a un átomo pueden ocupar una serie de niveles de energía discretos. En su estado fundamental, un átomo tiene sus electrones ocupando los niveles energéticos más bajos disponibles. Cualquier transición de un electrón a un nivel energético superior desocupado requiere la absorción por parte del átomo de una determinada cantidad de energía y, viceversa, al realizar una transición a un nivel energético inferior, el átomo libera una cantidad de energía igualmente determinada. Denominamos a estos "paquetes" de energía intercambiados en las transiciones electrónicas, fotones.
Así, cada línea espectral corresponde a una transición
determinada entre dos estados energéticos de un átomo dado
de un elemento particular. Las líneas de absorción se originan
cuando un electrón "salta" a un nivel energético superior
tomando el fotón necesario de un campo de radiación como,
por ejemplo, el espectro continuo creado por un objeto caliente. Cuando
el electrón retorna al nivel original menos energético y
más estable, el fotón emitido contribuye a formar una línea
de emisión.
El diagrama incluido a continuación ilustra las transiciones electrónicas entre distintos niveles de un átomo (y las consiguientes absorciones y emisiones de fotones) mediante el modelo de Niels Bohr para el átomo de hidrógeno, en el que se representan los distintos niveles energéticos del electrón como órbitas circulares alrededor del núcleo. Aunque disponemos de modelos más sofisticados para describir los fenómenos asociados a las transiciones electrónicas, éste, por su simplicidad, es especialmente útil para dar una visión intuitiva de estos procesos. Las distintas series de líneas espectrales, tanto de absorción como de emisión, se distribuyen en los distintos rangos espctrales. La serie de Lyman, por ejemplo, pertenece al rango ultravioleta.
Las líneas de emisión se originan también cuando un electrón se recombina con un ión cargado positivamente, para dar lugar a un átomo neutro. Éste queda en un estado altamente excitado y el posterior reajuste de los niveles energéticos de los electrones da lugar a diferentes líneas de emisión y absorción, llamadas líneas de recombinación. Algunas de estas líneas de recombinación pertenecen al rango de las ondas de radio.
Las moléculas, al igual que los átomos que forman parte de un gas, absorben bandas estrechas de frecuencias de la radiación que lo atraviesa. En los rangos infrarrojo y de microondas, estas absorciones son debidas principalmente a transiciones entre los niveles energéticos asociados a la energía de rotación de la molécula que, como en el caso de los átomos, están discretizados. De igual manera, las frecuencias de las bandas de absorción se puede emplear para identificar las especies moleculares presentes en el gas, tanto en nuestra atmósfera como en cualquier otra atmósfera planetaria o en el medio interestelar. Empleando este método, denominado espectroscopía molecular, se han detectado numerosas moléculas orgánicas (aquellas que contienen átomos de carbono). La espectroscopía molecular es una de las áreas de mayor relevancia en el campo de la radioastronomía.
Las ondas de radio viajan a través
del espacio en línea recta, pero pueden ver modificada su dirección
de propagación por reflexión sobre ciertos materiales, exactamante
igual que la luz visible se refleja en un espejo. El ángulo con
el que una onda de radio sale reflejada respecto a una superficie metálica
lisa es el mismo con el que incide sobre ella. En otras palabras, el ángulo
de reflexión es igual al ángulo de incidencia.
El principio de reflexión de las ondas se emplea en el diseño de antenas para dirigir la radiación y concentrarla en un receptor. Si el disco reflector de la antena se diseña con forma de paraboloide, las ondas de radio procedentes del espacio que se propagan en direcciones paralelas, serán reflejadas de forma que acabarán confluyendo en un punto, por encima de la superficie del disco, en el que se coloca un receptor. En este tipo de diseño se dice que el receptor se halla en el foco primario y proporciona la máxima apertura para detectar señales débiles.
Sin embargo, para grandes antenas no es conveniente esta disposición
de foco primario. El equipo que habría que colocar en el foco primario
pesa tanto que deformaría la estructura global de la antena lo que,
a su vez, afecta a la calibración. Una solución disponible
para estos problemas consiste en colocar los receptores en el foco Cassegrain.
Las antenas Cassegrain añaden un reflector secundario que concentra
la radiación en un nuevo foco próximo al primer reflector
(la superficie de la antena). De esta forma, el equipo pesado se encuentra
siempre próximo al centro de gravedad de la antena y le confiere
un mayor grado de estabilidad estructural incluso aunque se trate de una
antena de gran apertura. Por esta razón, las antenas de la DSN (Red
de Espacio Profundo) son todas antenas Cassegrain.
El fenómeno de la reflexión de las ondas electromagnéticas
también se ha empleado para investigar la composición de
los planetas utilizando una técnica conocida como "radar planetario".
Esta técnica consiste en enviar ondas de radio dirigidas al planeta
y detectar en Tierra los ecos reflejados en su superficie. En el Jet Propulsion
Laboratory en Estados Unidos se ha desarrollado un conjunto de técnicas
que analizan la evolución temporal de la fase, amplitud y frecuencia
de la señal. El Goldstone Solar System Radar (GSSR) se ha empleado,
entre otras cosas, para elaborar imágenes detalladas y tomar medidas
de varios asteroides, algunos próximos a la Tierra y otros pertenecientes
al cinturón de asteroides.
La refracción es el fenómeno por el que la dirección de propagación de una onda se ve modificada al pasar de un medio transparente a otro. El índice de refracción de un medio es el cociente entre la velocidad de propagación de la onda en el vacío y su velocidad en el medio. La ley de la refracción nos permite calcular el grado de desviación que sufre una onda cuando pasa de un medio material a otro de diferente índice de refracción.
En general, las sustancias que tienen más
densidad tienen también mayor índice de refracción.
El índice de refracción del vacío es, por definición,
igual a 1, el del aire es 1.00029, el del agua, 1.3, el del vidrio, 1.5
y el del diamante 2.4. Dado que el índice de refracción del
aire es inferior al del vidrio, la dirección de propagación
de cualquier onda electromagnética que atraviese una superficie
de separación entre ambos medios se verá desviada un determinado
ángulo hacia la perpendicular de dicha superficie, si el paso es
desde el aire hacia el vidrio o el mismo ángulo pero alejándose
de la perpendicular si es desde el vidrio hacia el aire.
De igual forma, las ondas electromagnéticas que entran o salen de la atmósfera sufren una ligera desviación debido a la refracción. La refracción atmosférica, que así se llama este fenómeno, es más importante cuando la fuente se encuentra próxima al horizonte (por debajo de 15º) y el efecto es el de aumentar la altura aparente. Si al rotar la tierra el objeto gana altura, los efectos de la refracción disminuyen, hasta alcanzar un mínimo cuando el objeto culmina, es decir, alcanza la máxima altura sobre el horizonte. Si en algún momento, debido a su posición, el objeto pasase por el zénit (que es el punto más alto de la bóveda celeste y se encuentra justamente encima de nuestras cabezas) la refracción no afectaría en absoluto a la dirección de propagación de la onda.
El aumento, debido a la refracción, de la altura aparente de
un objeto hace que éste sea visible cuando en realidad se encuentra
por debajo del horizonte. Este efecto hace que el día dure cinco
minutos más en el ecuador, por ejemplo.
Muchos tipos de ondas, incluidas las electromagnéticas, poseen la propiedad de poder propagarse en una misma región del espacio en la que se propagan otras ondas sin verse afectadas por éstas. Si no fuese así sería imposible ver nada. Imagínese que se encuentra en un museo, al final de una sala cualquiera, contemplando un cuadro situado en la pared de enfrente: si el principio de superposición no fuese cierto, las ondas electromagnéticas reflejadas por los cuadros situados en los laterales de la sala se mezclarían con las que se dirigen a usted procedentes del cuadro que tiene delante y todo lo que vería sería una imagen borrosa resultado de esa mezcla.
De hecho, en el punto en que confluyen
las ondas, los campos electromagnéticos se suman pero inmediatamente
después retoman la amplitud y fase que le correspondería
a la onda original. Como hemos dicho, esta propiedad se debe al principio
de superposición.
Se conoce por fase el alineamiento relativo de dos ondas de la misma
frecuencia. Se dice que dos ondas están en fase cuando los máximos
y mínimos de los campos asociados coinciden en el tiempo. Estarán
desfasadas si no coinciden. La fase se mide grados, desde 0 a 360.
Cuando dos ondas de la misma frecuencia se propagan en la misma dirección
la onda resultante es la suma de las dos primeras. En el caso particular
de que estas dos ondas posean la misma amplitud (diferencia entre los campos
máximo y mínimo) y estén en fase, la onda resultante
tendrá la misma frecuencia, y una amplitud que será el doble
de la inicial. Este fenómeno se conoce como interferencia constructiva.
Cuando en similares circunstancias existe una diferencia de fase de 180
grados entre las dos ondas, los máximos de una coinciden con los
mínimos de la otra, por lo que se cancelan, en lo que se conoce
como interferencia destructiva.
Cuando la radiación electromagnética encuentra un obstáculo a su paso, la dirección de propagación de los rayos próximos al borde del obstáculo sufre una desviación. La desviación es en general lo suficientemente pequeña como para que apenas nos demos cuenta de que ocurre. Éste es el fenómeno conocido como difracción.
Sin embargo, es sencillo comprobar sus efectos sin más que colocar dos dedos frente a una fuente de luz a una distancia de unos 10 cm de nuestros ojos, y aproximarlos uno a otro hasta que se encuentren a 1 mm aproximadamente. Con un ligero ajuste de esta distancia podremos observar franjas claras y oscuras debidas a la interferencia (constructiva y destructiva) de las ondas que sufren difracción al pasar entre los dedos.
La razón por la que ocurre la difracción no es obvia.
Christian Huygens hacia la mitad del siglo XVII, propuso una teoría
que, aunque parezca extraño, todavía explica bastante bien
las observaciones. Seguramente recuerde la ley del cuadrado de la distancia. Podemos suponer que la radiación
electromagnética se propaga como ondas planas (la figura que ilustraba
el fenómeno de la refracción representaba la radiación
como ondas planas). Huygens supuso que ese caso es equivalente a tener,
en cada punto del frente plano, una fuente de ondas que se propagan en
todas direcciones. Las ondas dirigidas hacia los lados se anulan con las
emitidas por los puntos vecinos del frente de forma que la onda sigue siendo
plana. Si, bajo estas hipótesis, la onda encuentra un obstáculo,
los puntos situados junto a su borde van a emitir ondas que no se ven contrarrestadas
en los laterales produciendo así el efecto aparente de desviar la
dirección de propagación.
Supongamos que un cierto tipo de radiación electromagnética
(por ejemplo luz visible) es bloqueada por una superficie (llamémosla
pantalla) poco después de haber pasado por el obstáculo,
como en la figura que se muestra a continuación.
Entonces, dado un punto de la pantalla, la distancia recorrida por las ondas producidas en los bordes del obstáculo (ondas A y E en el esquema) será distinta (mayor o menor) que la recorrida por las que lo atraviesan (B, C y D).
El resultado es que, en algunos puntos
de la pantalla, las ondas que se superponen están desfasadas unas
respecto a otras, mientras que a otros puntos llegan en fase. En estos
últimos se producirá una interferencia constructiva que dará
lugar a una región iluminada; por el contrario, en los puntos a
los que llegue radiación con diferencias de fase de 180 grados se
producirá una interferencia destructiva y quedarán, por lo
tanto, sin iluminar.
Los efectos de la difracción son más visibles si la luz que produce el fenómeno es monocromática, esto es, si está compuesta de ondas de la misma frecuencia.
La imagen que se muestra a continuación representa un patrón de difracción típico de una estrella, obtenido al enfocar los rayos de luz en un punto mediante un telescopio de lente convergente.
Las consecuencias que implica la difracción
son importantes, tanto para los telescopios que operan en el rango óptico
como para los radiotelescopios. Sin embargo, en radio, el hecho de que
las longitudes de onda sean mayores, implica que las figuras de difracción
(los patrones de bandas brillantes y oscuras alternadas) son de mayor tamaño,
empeorando así la resolución de las imágenes y/o la
recepcion. Este efecto puede ser atenuado si recibimos con radiotelescopios de gran tamaño
o empleando conjuntos interferométricos.
Al atravesar capas de la atmósfera, las ondas electromagnéticas pasan por regiones de diferente presión, temperatura y contenido de vapor de agua. Las propiedades de este medio (y, por lo tanto, el índice de refracción) varían con rapidez, de forma que las ondas pueden toman distintos caminos hasta llegar al receptor.
La consecuencia directa de todo esto es que, al ser interceptadas por un
receptor, las ondas están desfasadas unas respecto a otras y parecerá
que la fuente varía en intensidad. El efecto en el rango visible
del espectro es el de las estrellas que titilan o que las imágenes
parecen temblar cuando las vemos por encima de una superficie muy caliente
(como una carretera en verano). En el rango de las ondas de radio, este
fenomeno puede ser causado
por el medio interestelar e interplanetario, además de por la atmósfera.
Las oscilaciones son más acusadas
cuando la fuente se encuentra a poca altura sobre el horizonte, porque
la intersección de los rayos con la atmósfera es mayor.
La rotación de Faraday (también conocida como efecto Faraday)
es un cambio en el plano de polarización de las ondas electromagnéticas
linealmente polarizadas. Esta rotación se produce cuando las ondas
se propagan en presencia de un campo magnético. Una onda polarizada
linealmente se puede analizar como la suma de dos ondas de la misma frecuencia,
polarizadas circularmente en sentidos opuestos. Al atravesar una región
con campo magnético, las velocidades de propagación de las
dos componentes cambian (una de ellas se adelanta respecto de la otra)
produciendo una rotación del plano de polarización de la
onda compuesta.
