23 Dic / 2015

Fundamentos de radioastronomía (II)

 
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 segundos 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.

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