12 Sep / 2011

Fundamentos de radioastronomía

[Este post participa en la edición 23 del Carnaval de la Física que se celebra en el excelente blog de Verónica Casanova: Astrofísica y Física]
Introducción
El espectro electromagnético está compuesto (en orden creciente de frecuencia) de ondas de radio (desde menos de 10^3 Hz hasta unos 10^11 Hz), microondas (desde unos 10^11 Hz a 10^12 Hz), infrarrojo (Desde 10^12 Hz hasta casi 10^15 Hz), luz visible (sobre los 10^15 Hz), ultravioleta (de unos 10^15 Hz a 10^17 Hz), rayos X (de 10^17 Hz a 10^21 Hz) y rayos gamma (a partir de 10^21 Hz). En la siguiente figura se puede ver dicho espectro:

Desde la Tierra tenemos únicamente dos ventanas transparentes al espacio: la luz visible y las ondas de radio (en concreto entre los 15 MHz y 200 GHz de frecuencia). De la existencia de estas dos ventanas surgen dos ramas de la astronomía instrumental. Por un lado la que usa telescopios ópticos para la luz visible, y por otro lado, los radiotelescopios, para las ondas de radio. El resto de la radiación que llega del espacio nos es opaca debido a la atmósfera, y para observar el universo en dichas longitudes de onda es necesario hacerlo mediante instrumentos situados en el espacio. 
Un poco de historia…
La radioastronomía surgió en 1931, cuando Karl G. Jansky, observa en una longitud de onda de 14,6 cm, un objeto desconocido que se mueve en el firmamento: no sería hasta 1935 cuando se identifica el dicho objeto: ¡El centro de nuestra galaxia! Arranca la radioastronomía y nos abre un Universo desconocido hasta entonces. 
En 1937 Grote Reber realiza el primer radio-mapa de la galaxia y en 1951, Ewen y Purcell observando en la línea de 21 cm del HI (Hidrógeno neutro) detectan la estructura espiral de nuestra galaxia. Las sorpresas no se reservaban únicamente a nuestra galaxia: en 1946 se detectarían las primeras radiogalaxias. Otros descubrimientos destacados serían los realizados en 1967 por M. Ryle (recibiendo el premio Nobel en 1974) del primer pulsar y en 1963 la detección de la molécula OH por Weireb, Barrett, Meeks y Henry.
Los radiotelescopios
Los radiotelescopios básicamente constan de una antena y de una montura para su guiado. Las antenas suelen ser de tipo parabólico, que permite la máxima recolección de fotones, y tienen normalmente diseños de tipo Cassegrain o Gregory. 
En cuanto a las monturas pueden ser tanto ecuatoriales o acimutales, si bien, estas últimas suelen ser las predominantes. En algunos caso, el plato de la antena es fijo, como en el caso del radiotelescopio de 300 m de Arecibo.
Los radiotelescopios pueden operar de modo individual (simple) obteniendo resoluciones de 10 segundo de arco generalmente (depende de la antena. Nota: resolución del ojo humano: 1 minuto de arco), o mediante interferometría (conectados entre varios. Ver más adelante). Algunos radiotelescopios destacados son el de Effelsberg (100 m), Green Bank (100 m), Arecibo (300 m), Yebes en España (14 m), IRAM (1 antena de 30 m en Sierra Nevada y 6 de 15 m en los Alpes franceses) o el proyecto ALMA (situado en Chile, constará de 64 antenas de 12 m).
Resolución de un radiotelescopio
La resolución que proporciona un instrumento es proporcional a la longitud de onda l que se observa e inversamente proporcional al diámetro D del instrumento: l/D. De este modo, por ejemplo, un radiotelescopio observando en la longitud de onda de 21 cm (Hidrógeno neutro), está observando radiación con una longitud de onda unas 500.000 veces superior a las longitudes de onda típica en luz visible. Esto fuerza a que para observar con la misma resolución que un telescopio óptico, necesite un diámetro 500.000 veces superior. Y solamente hay dos formas de lograrlo: disminuir la longitud de onda observada (lo que no es deseable) o aumentar el diámetro (que como siempre va asociado a problemas técnicos y en muchas ocasiones, económicos).

La ventana de observación en radioastronomía

La ventana que permite la atmósfera terrestre está limitada entre los 15 MHz y 200 GHz. ¿Cual es el motivo de dicha limitación?

Analicemos primero el límite de baja frecuencia: 15 MHz. Este límite viene dado por la ionosfera terrestre, donde los electrones libres que forman un plasma impide el paso de frecuencias v<v(p), donde v(p) viene dado por:

De este modo, de noche como N(e) vale 2,5×10^(-11) m(-3), v(p) vale 4,5 MHz, y de día, N(e) vale 1,5×10^(-12) m(-3), siendo v(p) 11 MHz: cualquier frecuencia inferior no es capaz de atravesar este plasma. Pero además hay otra consecuencia, este límite varía entre la noche y el día. Por razones de calidad de los datos recogidos, no se observa por debajo de los 15 MHz.

En el extremo opuesto, el límite de 200 GHz es debido a la absorción resonante de ciertas moléculas en la troposfera. En el caso de vapor de agua, está situada en 22,2 y 184 GHz, y para el oxígeno molecular en 60 y 119 GHz.

La contaminación de la señal

Los radiotelescopios no están afectados por la polución luminosa de las ciudades, aunque son muy sensibles a la contaminación electromagnética: hay que tener en cuenta que los objetos celestes suelen ser entre 6 y 12 veces menos brillantes en radio que los dispositivos de comunicación que usamos.

Veamos dos casos. Los teléfonos móviles son una fuente grave de contaminación de la señal que se recibe, pues un teléfono móvil en la Luna puede producir una señal de 1 Jy en la Tierra, mientras que un objeto celeste sólo produce una señal de 0,0001 Jy. Pero si es impresionante el ejemplo del móvil veamos otro que lo supera por completo: los satélites Iridium. Esta “constelación” de satélites encargados de la telefonía móvil de alcance planetario contaminan con una señal de 160 Jy. De este modo un radiotelescopio debe tener en cuenta el paso de uno de estos satélites dentro de su haz y evitarlo, pues de lo contrario la señal recogida será únicamente del satélites.

Intensidad

La intensidad es parámetro fundamental en la operativa del telescopio. Tomemos un elemento do (léase diferencial de o [omega]). Así definimos B como la intensidad en el elemento do. Ver el siguiente gráfico:

Así la función normalizada P(theta,phi) (llamada diagrama polar de potencia) es máxima en el cenit, y siendo la intensidad función de P, tenemos que vale:

donde B(theta,phi) es la intensidad del cielo.

Es más sencillo de entenderlo con un ejemplo. Supongamos un radiotelescopio con un haz de 5ºx20º, el cielo emitiendo a 10^(-21) W/m2/Hz/rad2 y una apertura efectiva de 36 m2. Teniendo en cuenta que 5ºx20º son 133º cuadrados y que un stereoradián son 3282º cuadrados, tenemos:
      w = 1/2 x A x B x o(h) = 1/2 x 36 x 10^(-21) x 133/3282 = 7,3×10(-22) W/Hz
donde o(h) es el tamaño angular del haz.

La temperatura de antena

El parámetro temperatura de Antena T(A) es muy importante en radioastronomía pues el radiotelescopio actúa como un radiómetro que mide la temperatura de los objetos observados. T(A) es una temperatura medida por el radiotelescopio y debida a la fuente. Se debe a que al mirar un cuerpo a temperatura T se recibe una señal cuya potencia tiene dependencia de la temperatura T del cuerpo emisor:

Sea o(x) una función que describe el tamaño angular. En el caso de que el tamaño angular del haz del radiotelescopio, o(h), sea mayor que el tamaño angular de la fuente, o(o), no es necesario corregir la medición, pero en caso contrario si que lo sería, pues el parámetro de temperatura de Antena sería superior a la de la fuente. Para aumentar la temperatura mínima detectable se puede lograr: (i) con más tiempo de integración, (ii) ampliando el ancho de banda o (iii) sumando observaciones.

Veamos un ejemplo sencillo. Supongamos que se detecta una T(A) de 0,24K en la longitud de onda de 3,15 cm al observar Marte (que tiene un diámetro angular de 18 segundos de arco) y teniendo un haz de antena de 0,018º cuadrados. Así el radio angular de Marte será (18/2)x3600=0,0025º y su función o(Marte) será:
      o(Marte) = pi x r^2 = 3,14 x (0,0025º)^2 = 0,00002º cuadrados
de este modo:
      T = T(A) x o(h) / o(Marte) = 0,24 x 0,018 / 0,00002 = 216K

La interferometría

La interferometría es una técnica por la que varios instrumentos sin tener un foco común, se combinan. Esta técnica, principalmente usada en radioastronomía, también es usada en el óptico, en el VLT en Chile. De este modo la señal en fase se combina mediante un correlacionador, dando una imagen única de una resolución suma de las antenas combinadas. En el siguiente gráfico se puede ver como funciona (2 antenas):

Ambas antenas apuntan en la misma dirección, si bien hay una diferencia entre la señal que recibe una y otra proporcional al vector b de la distancia que las separa y el vector s que está orientado hacia la fuente. 
La interferometría puede ser de dos tipos. Por un lado la que tiene las antenas próximas entre sí, obteniendo una resolución de cerca de 0,05 segundos de arco. Por otro lado, una técnica más complicada, denominada VLBI (Very Large Baseline Interferometry), en la cual entre las antenas la distancia es muy notable. Evidentemente la ganancia de resolución puede ser enorme (pudiéndose alcanzar hasta 0,0005 segundos de arco dependiendo de la distancia usada), si bien la dificultad técnica es enorme.

Referencias

– “Astronomía básica” García Barreto 2000. Ed. Ediciones Científicas Universitarias.
– “Campos electromagnéticos” Wangsness 1994. Ed. Limusa
– “Flares and Coronal Mass Ejections (CMEs) in the Sun: Coronal and Heliospheric investigations with STEREO” Sevilla 2010. Vega 0.0
– “Radio-Astronomía” Zamorano 2001. Ed. Universidad Complutense de Madrid
– “Radioastronomía” Varios autores 2003 . Ed. FECYT
– “Universe” Freedman y Kaufmann III 2007. Ed. Freeman

[Este post participa en la edición 23 del Carnaval de la Física que se celebra en el excelente blog de Verónica Casanova: Astrofísica y Física]

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