25 Dic / 2015

Fundamentos de radioastronomía (y IV)

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

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