Los Ciencia resumen es "Radio Bursts, Origin Unknown" de Cordes, resumen aquí . Brevemente, señala que una ráfaga de ondas de radio sufrirá una dispersión en el medio interestelar e intergaláctico (ISM e IGM), cuya cantidad es indicativa de cuánta materia ha atravesado la señal.
En general, el ISM/IGM está formado en gran parte por protones y electrones libres. Como plasma, este medio tiene una frecuencia dependiente de frecuencia de plasma por lo que los diferentes componentes de frecuencia se propagarán a velocidades ligeramente diferentes (justo por debajo de la velocidad de la luz). (De hecho, las ondas de radio de frecuencia demasiado baja no pueden propagarse en absoluto a través del "vacío" del espacio).
Cuanto más material haya atravesado la señal, más disperso será el pulso, y las frecuencias más bajas llegarán después de las más altas. Suponiendo que Si se conoce la forma original del pulso (tal vez se trate de un pico muy agudo, al menos en comparación con lo ancho que es en el momento en que lo detectamos), se puede tomar la forma del pulso detectado y calcular cuánta dispersión se ha producido. Entonces cabe preguntarse: "¿Cuánto de esto se debe al material de nuestra propia galaxia?", lo que puede responderse basándose en los mapas que los astrónomos han construido de la capa interestelar ( intra -galáctico) a lo largo de varias líneas de visión. A continuación se adivina (de manera educada) cuánto se debe al host galaxia de la fuente. El resto se atribuye a la IGM, que, suponiendo cierta densidad uniforme, arroja una distancia. También se puede encontrar un resumen de esta técnica en Wikipedia; véase Dispersión en el tiempo de los púlsares
Resulta que, efectivamente, este es el método utilizado en el Ciencia papel de Thornton et al. Una población de ráfagas de radio rápidas a distancias cosmológicas", resumen. aquí a la que se refería el comunicado de prensa de la NASA. Estos sucesos en particular se encontraron a una latitud galáctica elevada, lo que significa que se observaron mirando "hacia arriba" o "hacia abajo" fuera del plano de la galaxia, en lugar de a través del grueso del disco, por lo que no gran parte de la dispersión medida puede atribuirse al ISM de la Vía Láctea.
Ese segundo artículo de Wikipedia define la medida de dispersión. El artículo de Thornton informa que las medidas de dispersión para estos cuatro objetos son $553$ , $723$ , $944$ y $1104\ \mathrm{pc/cm^3}$ . Después de restar el efecto de nuestro propio ISM, concluyen que las medidas de dispersión extragaláctica (incluyendo cualquier contribución de las galaxias anfitrionas) son $521$ , $677$ , $910$ y $1072\ \mathrm{pc/cm^3}$ . A continuación asuma las medidas de dispersión de acogida son $100\ \mathrm{pc/cm^3}$ en todos los casos, restarlo y dividirlo por un valor de densidad numérica de electrones IGM (en $\mathrm{cm^{-3}}$ para obtener una distancia en pársecs). En realidad, este último paso es un poco más complicado debido a que el universo se ha expandido durante el largo tiempo que han viajado esas ondas de radio, pero los autores lo tienen en cuenta.
En resumen, la radioastronomía utiliza el hecho de que el espacio entre las galaxias es pas completamente vacías, y que las ondas de radio, como todas las formas de luz, se ralentizan de diversas maneras cuando viajan a través de la materia. Esto resulta especialmente útil cuando la señal no tiene características espectrales definidas a partir de las cuales obtener corrimientos al rojo (esta técnica es habitual en astronomía óptica, UV e IR).
