La radioastronomía implica una amplia gama de frecuencias, que abarca desde$\sim$10MHz a$\sim$100 GHz.$^{\dagger}$Con cuatro órdenes de magnitud para trabajar, la banda más valiosa depende en gran medida del tipo de objeto que esté observando, así como de los receptores que estén realmente disponibles en un telescopio específico. Dada la diversidad de fuentes que existen, es difícil reducir la lista a una pequeña cantidad de bandas importantes, por lo que esta respuesta está lejos de ser exhaustiva. Pido disculpas a cualquier observador de líneas espectrales de frecuencia extremadamente alta. Una respuesta verdaderamente completa sería de varias páginas, por lo que renunciaré a eso en favor de una descripción general más breve.

Líneas espectrales

La línea de radio más conocida es la famosa línea de hidrógeno que surge de la transición spin-flip. Su frecuencia de reposo es de aproximadamente 1420 MHz, pero como es el caso con todas las líneas espectrales, las fuentes HI extragalácticas mostrarán la línea a frecuencias significativamente más bajas debido al corrimiento al rojo cosmológico. Lo mismo ocurre con las nubes dentro de la Vía Láctea debido a su movimiento relativo a nosotros, aunque en un grado mucho más débil. El hidrógeno neutro es una herramienta importante tanto a nivel local (p. ej., cartografiar la estructura de la Vía Láctea) como para fuentes de alto corrimiento al rojo (p. ej., proporciona una herramienta útil para sondear el universo primitivo en la época de la reionización).

Hay cuatro líneas principales de radicales hidroxilo entre 1612 MHz y 1720 MHz, incluida la línea de 1665 MHz que condujo a la primera detección de másers. Siguen siendo una de las moléculas clave detectadas en las fuentes de masa, y los megamaser de hidroxilo siguen siendo el tipo dominante de megamaser actualmente conocido. Notable, las líneas de hidroxilo se encuentran en el lado opuesto del pozo de agua de la línea de hidrógeno.

El monóxido de carbono ( ¹² CO) tiene transiciones rotacionales en múltiplos de 115 GHz, siendo las líneas más notables las de 115 GHz y 230 GHz ( ¹³ CO también tiene una línea cercana a los 110 GHz). Son muy útiles para sondear nubes moleculares , lo que significa que los estudios de CO pueden revelar estructuras que podrían estar ausentes en los mapas de HI.

Estas son solo algunas de las líneas espectrales clave en el espectro de radio; un informe de la Academia Nacional de Ciencias de 1991 presentó una lista mucho más completa de líneas espectrales de diferentes prioridades. Se incluyen formaldehído, agua (dos moléculas máser clave más), metanol, amoníaco, metino y deuterio, junto con muchos otros. Casi todos se encuentran entre 1 GHz y 300 GHz (¡solo dos órdenes de magnitud!). Puede encontrar una lista aún más detallada aquí .

observación continua

Algunas fuentes de banda ancha pueden observarse en varias bandas, y las observaciones pueden aprovechar los receptores existentes que a menudo se utilizan para otros fines. Por ejemplo, el Arecibo L-Band Feed Array , o ALFA, incluía la línea de hidrógeno de 1.4 GHz y ha sido importante para estudios de hidrógeno neutro (p. ej., ALFALFA ), pero resultó que sus capacidades también fueron muy útiles para la búsqueda de púlsares (p. ej., PALFA ). Por lo tanto, los observadores continuos pueden usar algunas de las bandas mencionadas anteriormente, según los receptores y backends disponibles.

Dicho esto, diferentes tipos de picos de emisión continuos en diferentes frecuencias, por lo que ciertamente podemos dividir el espectro en partes. El Manual de asignación de frecuencias y protección del espectro para usos científicos tiene algunas cifras interesantes que ilustran esto en las páginas 13 y 14 del capítulo 4. No las reproduciré porque no estoy seguro del estado de los derechos de autor, pero la esencia es la siguiente:

• Los púlsares son las fuentes continuas de frecuencia más baja, observables por debajo de unos pocos GHz. La banda de 406-410 MHz se usa a menudo, pero nuevamente, los receptores de 1,4 GHz también se usan comúnmente debido a su disponibilidad. Como los perfiles de pulso a veces muestran diferentes características en diferentes frecuencias, puede ser muy útil observar el mismo púlsar en diferentes bandas.
• Los remanentes de supernova (SNR) producen emisiones de radio a través de la emisión de sincrotrón de electrones relativistas, y en realidad son visibles en una amplia gama de frecuencias (con emisión de sincrotrón también en otras partes del espectro electromagnético). No estoy tan familiarizado con las observaciones de radio SNR.
• Lo mismo es válido para las radiogalaxias, que son principalmente detectables a través de la emisión de sincrotrón en un rango de frecuencia similarmente grande.
• El fondo cósmico de microondas es un cuerpo negro; a su temperatura actual de 2,7 K, alcanza un máximo cercano a los 300 GHz, lo que nuevamente lo ubica cerca del límite de la radioastronomía.

Bandas protegidas y bandas inutilizables

Muchas líneas espectrales (p. ej., la línea HI) se encuentran en bandas de frecuencia protegidas en muchas jurisdicciones, con anchos que idealmente tienen en cuenta los desplazamientos al rojo o las líneas de satélite. Algunas bandas continuas clave (por ejemplo, 406-410 MHz) también han recibido protección. Desafortunadamente, las actividades humanas no son lo único que puede inutilizar algunas porciones del espectro. Por ejemplo, las líneas de oxígeno con presión ampliada en el rango de 50-70 GHz pueden ser problemáticas. El vapor de agua, además de la línea fuerte a 22 GHz, también produce líneas fuertes a 557 GHz, 752 GHz y 970 GHz.${\ddagger}$

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$^{\dagger}$Estrictamente hablando, de hecho hay observaciones en el rango de THz, pero en este punto, el límite entre la radioastronomía y la astronomía infrarroja se vuelve un poco inestable.

$^{\ddagger}$Consulte Radioastronomía esencial de Condon & Ransom.