¿Son algunas fuentes de radiación electromagnética teóricamente (¡o quizás técnicamente!) más difíciles de detectar que otras?

Repasemos juntos los movimientos para calcular la intensidad de nuestra señal al detectar la radiación electromagnética de un objeto en el espacio. Esto significa comenzar en el emisor y seguir los pasos pertinentes hasta que la luz/radiación llegue a nuestro detector:

1. Emisión. Solo si la fuente emite (apreciablemente) en una longitud de onda particular y hacia usted, existe la posibilidad de que la detecte. La radiación de alta energía puede estar muy dirigida, por ejemplo, en los cuásares. Eso puede ser una bendición: si te encuentras dentro del haz, recibes más energía de la que recibirías si la misma radiación se distribuyera en todas las direcciones. Si tuviera que usar el lenguaje que usan los ingenieros de radio, como que la fuente tiene una ganancia de antena alta (una ganancia en comparación con la radiación uniforme en todas las direcciones).

2. Absorción y dispersión. El espacio entre usted y la fuente puede contener materia, incluidas nubes de gas (neutras), plasma (gases cargados que tienden a ser neutrales en general) y polvo. Hay demasiados efectos de detalle para que yo tenga confianza en dar una visión general completa. Pero ciertamente ya conoce la evidencia de algunos: en el rango de longitud de onda visible, una tendencia típica es que las longitudes de onda cortas se dispersan más por los gases y especialmente por las partículas de polvo del tamaño de una longitud de onda pequeña, razón por la cual el sol naciente o poniente se ve más rojo y la luz del infrarrojo cercano nos permite mirar un poco más cerca de la densa región central de la galaxia que la luz visible. El IR medio y el IR lejano tienen problemas con el gas (y otras moléculas) porque tienen muchas líneas espectrales de rotación y vibración, que absorben y dispersan mucho. Las ondas de radio pueden no penetrar a través de las nubes de plasma, según la longitud de onda, la densidad de carga y la composición. En el otro lado del espectro, el energético, primero tenemos los rayos X. En un cierto rango de energía, pueden ser mejores para penetrar en alguna materia, como lo sabes por los rayos X médicos. Finalmente, ni siquiera mirando en la dirección de un espacio relativamente vacío puede esperar evitar todos estos efectos: la atmósfera, que incluye una nube de plasma conocida como ionosfera, siempre estará en el camino (a menos que coloque su observatorio en el espacio, que se hace para algunas regiones espectrales). Los astrónomos llaman "ventanas" a las diferentes regiones espectrales donde la atmósfera es razonablemente transparente para la radiación electromagnética. lado del espectro primero tiene rayos X. En un cierto rango de energía, pueden ser mejores para penetrar en alguna materia, como lo sabes por los rayos X médicos. Finalmente, ni siquiera mirando en la dirección de un espacio relativamente vacío puede esperar evitar todos estos efectos: la atmósfera, que incluye una nube de plasma conocida como ionosfera, siempre estará en el camino (a menos que coloque su observatorio en el espacio, que se hace para algunas regiones espectrales). Los astrónomos llaman "ventanas" a las diferentes regiones espectrales donde la atmósfera es razonablemente transparente para la radiación electromagnética. lado del espectro primero tiene rayos X. En un cierto rango de energía, pueden ser mejores para penetrar en alguna materia, como lo sabes por los rayos X médicos. Finalmente, ni siquiera mirando en la dirección de un espacio relativamente vacío puede esperar evitar todos estos efectos: la atmósfera, que incluye una nube de plasma conocida como ionosfera, siempre estará en el camino (a menos que coloque su observatorio en el espacio, que se hace para algunas regiones espectrales). Los astrónomos llaman "ventanas" a las diferentes regiones espectrales donde la atmósfera es razonablemente transparente para la radiación electromagnética. que incluye una nube de plasma conocida como ionosfera, siempre estará en el camino (a menos que coloque su observatorio en el espacio, lo cual se hace para algunas regiones espectrales). Los astrónomos llaman "ventanas" a las diferentes regiones espectrales donde la atmósfera es razonablemente transparente para la radiación electromagnética. que incluye una nube de plasma conocida como ionosfera, siempre estará en el camino (a menos que coloque su observatorio en el espacio, lo cual se hace para algunas regiones espectrales). Los astrónomos llaman "ventanas" a las diferentes regiones espectrales donde la atmósfera es razonablemente transparente para la radiación electromagnética.

3. Distancia. La radiación emitida, sin importar cuán enfocada pueda (o no) estar, se diluirá en una sección transversal más grande a medida que se propaga, disminuyendo en intensidad (potencia por área) a medida que$1/d^2$con distancia$d$porque$d^2$es cómo las áreas (por ejemplo, la sección transversal) crecen geométricamente. Si el espacio está vacío (y cubrimos todos los demás efectos anteriores), esto es lo mismo para todas las longitudes de onda. Sin embargo, significa que las diferencias menores importan un poco menos de lo que parece: una eficiencia de detección que se reduce en un factor de 1000 solo conduce a aprox. Reducción de 30 veces en distancias si todo lo demás es igual (pero eso corresponde a aproximadamente 30000 veces menos volumen visible).

4. Detector. Su detector solo captará una fracción (<= 1,0) de la radiación electromagnética que le llega. Tenemos algunos detectores magníficos para algunas longitudes de onda, por ejemplo, detectores de un solo fotón con eficiencias de detección >70 % para luz visible, y hay espejos casi perfectos que pueden enfocar la luz solo desde una dirección particular hacia el detector (y tecnología de óptica adaptativa para hacerlo). ¡esto es mejor de lo que permitiría la dispersión atmosférica al deshacer gran parte de ella!). Para otras áreas espectrales, apenas tenemos detectores dignos de mención. Por ejemplo, para la región espectral THz (también conocida como ondas milimétricas) que se encuentra entre la luz visible y las ondas de radio, apenas hay nada más que detección bolométrica, midiendo el cambio de temperatura causado por esta radiación. Eso es muy ineficiente porque se deben recolectar suficientes fotones para causar un cambio medible en la temperatura, lo que incluso para los detectores de microingeniería enfriados criogénicamente es complicado. Además, un buen enfoque puede convertirse en un desafío. Para las ondas de radio, debido a las largas longitudes de onda, la única posibilidad de lograr un buen enfoque es construir grandes reflectores en forma de plato, y la ingeniería (o quizás las restricciones de financiación) generalmente se vuelve prohibitiva a unos pocos cientos de metros de diámetro. Para los rayos gamma, la "óptica" se vuelve especialmente desafiante y no brinda nada cercano al rendimiento extremo que podría esperar en función de las longitudes de onda cortas. De hecho, los rayos gamma producidos en los relámpagos (un fenómeno meteorológico en la atmósfera inferior de la Tierra) son detectados por "telescopios" de rayos X/gamma basados ​​en el espacio.

5. Ruido. Otras fuentes de radiación electromagnética que está buscando pueden hacer que sea imposible ver una pequeña señal. Esto es especialmente problemático con las ondas de radio y milimétricas porque incluso el calor ambiental causará fluctuaciones en los componentes electrónicos de su receptor que parecen una señal pero son solo ruido termodinámico. ¡No es una coincidencia que la radiación cósmica de fondo de microondas solo se descubriera (accidentalmente) cuando los radiorreceptores se enfriaron a temperaturas realmente crioscópicas! Además de este ruido termodinámico, también obtienes ruido técnico. La fuente más obvia, además de las limitaciones técnicas de su detector, son las señales terrestres captadas por usted. El resplandor, o la contaminación lumínica, de una ciudad es un excelente ejemplo y existe en otras regiones espectrales de manera similar.

En resumen: ¡es complicado!

La radiación de alta energía tiende a ser desviada aleatoriamente en lugar de ser ralentizada por un medio, lo que hace que las lentes sean imposibles. También rebotará en los átomos individuales de un espejo a menos que golpee en un ángulo muy pronunciado, por lo que los espejos son difíciles. Las rejillas de difracción no funcionarán porque no se pueden hacer rendijas más pequeñas que la escala atómica. En el peor de los casos, ni siquiera una cámara estenopeica funcionará bien, ya que pasará suficiente radiación que pasa por alto el orificio y desenfocará la imagen.

Si solo quieres detectar no hay problema, pero si quieres ver la dirección será más difícil.

Sin embargo, no soy un experto, por lo que podría estar perdiéndome algo. ¿Hay otro método que funcione bien?

Una respuesta parcial podría mostrarle que la atmósfera de la Tierra es en realidad un gran obstáculo para una gran variedad de radiación, desde la luz ultravioleta hasta las longitudes de onda más cortas. La astronomía de rayos X es en gran medida imposible en la Tierra, razón por la cual estos telescopios siempre están ubicados en el espacio. Sin embargo, las señales de radio de onda larga también se pueden captar a través de la atmósfera, el aire es "transparente" para tales frecuencias.

La absorción de radiación electromagnética en un medio siempre juega un papel, especialmente en materia densa como aislantes sólidos, tejidos orgánicos o gases. Sin embargo, dado que la densidad de tales materiales en el espacio exterior es extremadamente baja, apenas se absorbe luz en su camino hacia el observador. El efecto está ahí en principio, pero es mayor en órdenes de magnitud en la materia real. La astronomía de rayos gamma, por ejemplo, es ciertamente posible, se han detectado púlsares y agujeros negros utilizando esta tecnología en los últimos años, como este:

Un problema mucho mayor es, que yo sepa, la resolución angular; dos "discos" estelares no pueden resolverse arbitrariamente cerca. En cambio, existe una distancia mínima clásica en la que se pueden separar entre sí antes de fusionarse en un disco. Además, la intensidad de estrellas muy distantes puede disminuir tanto que se vuelve difícil detectar esos pocos fotones que llegan al detector, entre otras dificultades técnicas como la estabilización o la contabilización de cambios en la densidad del aire (para la astronomía terrestre). El campo profundo del Hubble, por ejemplo, se registró con luz visible y ultravioleta, que ha viajado por todo el universo observable (~12 mil millones de años luz).