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Timestamp: 2018-07-23 15:13:55+00:00

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RADIOASTRONOMÍA II - El Radiotelescopio
En un radiotelescopio la estructura más voluminosa y visible es su antena, (o colector). Funcionalmente hay poca diferencia, por no decir ninguna, entre un radiotelescopio y un telescopio óptico. En ambos se trata de recoger la energía emitida por una fuente cósmica, que llega generalmente muy debilitada debido a la distancia, y transformarla en una señal significativa para poder ser analizada, interpretada, etc., ... Aunque una estrella, por ejemplo, emita una cantidad ingente de radiación, (da igual que la consideremos en el rango del visible o de las ondas de radio), el flujo de energía se distribuye sobre la superficie de una esfera cuyo radio es la distancia que nos separa de ella. De manera que la porción de radiación que somos capaces de captar es una minúscula parte de la superficie de dicha esfera y además estará afectada por la distancia, siendo inversamente proporcional al cuadrado de la misma. Esta es la razón de que se necesiten telescopios y, a ser posible, cuanto mayor sea el área colectora, mejor. Si un telescopio óptico tiene un objetivo con un área 100 veces mayor que la de la pupila de nuestros ojos, estará recogiendo 100 veces más de radiación ...
La antena de un radiotelescopio es equivalente al espejo de un telescopio óptico reflector, (o a la lente de uno refractor). La radiación que llega a la misma es reflejada a un punto, el foco, donde se sitúa el receptor, (en el caso del óptico, allí estará el ocular). En ambos casos la forma de dicha superficie colectora deberá ser tal que permita concentrar la luz recibida en el foco. Es decir, debe tener la curvatura adecuada para ello. Esta curvatura se ajusta normalmente a una parábola. A partir de dicho foco, la señal recibida será tratada para convertirla en una imagen o señal significativa.
Como se decía al principio, lo primero que llama la atención de un radiotelescopio es el tamaño de la antena o área colectora. Esto no sólo está motivado por la deseable conveniencia de recoger una mayor cantidad de radiación, sino además por la necesidad de mantener la resolución de las fuentes en unos parámetros aceptables. La resolución de un telescopio es la capacidad que este tiene para separar dos objetos en una imagen, esto es, la distancia angular que debe haber entre dos estrellas próximas, por ejemplo, para que puedan distinguirse por separado. En el caso de un telescopio óptico, la resolución es un parámetro más importante que los aumentos que éste pueda proporcionar, (definidos por el cociente de las respectivas distancias focales objetivo / ocular, y limitados por la capacidad de resolución). Esto es aplicable a cualquier telescopio, sea del tipo que sea.
La resolución de un telescopio tiene un límite determinado por el efecto de la difracción, que puede calcularse empíricamente por el criterio de Rayleigh y que se ajusta a la siguiente fórmula: siendo θ el ángulo que define la resolución, sin θ ≈ 1.22 λ / D, (donde λ=longitud de onda y D=diámetro del colector). Esto es, cuanto más pequeña sea la relación λ / D, menor será el ángulo θ y por tanto mayor resolución tendrá el telescopio. (1)
Esto es aplicable también para un radiotelescopio, por supuesto. Dado que las longitudes de onda de radio son varios órdenes de magnitud mayores que las de la luz visible, queda claro que el diámetro de la antena debe ser necesariamente mucho mayor que en el caso de los ópticos y, aún así, nunca se llegará a tener la resolución de estos.
Otro criterio a tener presente es la perfección (precisión) de la superficie de la antena. Tanto en los ópticos como en los radio, dicha superficie debe presentar una perfección frente a irregularidades o desviaciones de la forma como mínimo del orden de las longitudes de onda con las que se quiere trabajar, y deseablemente menor de un 10% de éstas. Recuérdese lo importante, (y difícil), que es tener un espejo bien pulido y libre de aberraciones por defectos en la forma. En el caso de los radiotelescopios, el hecho de trabajar con longitudes de onda mucho mayores que los ópticos, juega a favor en este aspecto. Pero también hay que tener en cuenta que, al tratarse de estructuras mucho mayores también, y con mayor peso, están sometidas a deformaciones y flexiones, por la gravedad de su propio peso, con mayor facilidad que aquellos. Cuando un radiotelescopio se ha diseñado para operar con ondas centimétricas o de metros, por ejemplo, puede permitirse que la superficie de la antena presente perforaciones de uno o pocos milímetros sin que esto afecte sustancialmente a su rendimiento. Con ello se logra aligerar peso y también una menor resistencia a los vientos, deformaciones, etc., ...
En ciertas ocasiones, incluso, el radiotelescopio completo se protege dentro de un ' radomo ', esto es, de una cúpula esférica formada por paneles de plástico que dejan pasar las ondas de radio con una pequeña atenuación, pero que la protegen del viento y de las deformaciones térmicas debidas a la irradiación solar. De esta manera puede aligerarse la estructura de la antena haciéndola menos pesada y disminuyendo por tanto las deformaciones gravitatorias, al tiempo que se disminuyen las variaciones de eficiencia al observar a distintos ángulos de elevación. Un buen ejemplo es el radiotelescopio de 14 metros de Yebes, (en la figura adjunta), cuya estructura trasera está formada por paneles de aluminio, al igual que la superficie colectora de la antena.
Resumiendo, en los radiotelescopios el límite para las altas frecuencias de su rango viene determinado por la precisión de la superficie y, para las bajas frecuencias, por el diámetro de la antena parabólica.
Dado que el tamaño de la antena parece directamente implicado en la capacidad de resolución del mismo, sería lógico pensar que cuanto mayor sea ésta mas fácil será determinar con precisión el origen de una fuente de radio y poderla identificar separándola del entorno próximo en el que se encuentre. Pero los problemas de construcción y maniobrabilidad se multiplican exponencialmente con dicho tamaño. En este sentido una solución es la combinación de dos o más radiotelescopios operando coordinadamente. A esto se le llama interferometría, y hablaremos de ello más adelante. Por ahora basta adelantar la idea. En una configuración de este tipo, (ver la figura que sigue), el comportamiento del sistema de los radiotelescopios es equivalente al de uno único con una antena de dimensión 'A ' en lo que respecta a su capacidad de resolución, no en cuanto a la energía recogida, evidentemente. (En adelante llamaremos directividad a la capacidad de resolución del radiotelescopio y más tarde se tratará con más detalle). Para que el sistema pueda operar como un interferómetro es necesario conocer con la máxima precisión la distancia que los separa 'd '.
Por último, para terminar esta primera aproximación al radiotelescopio, algo hay que decir del resto de los elementos que lo componen: el receptor y el resto del equipamiento electrónico que permiten hacer el tratamiento de la señal captada por la antena. En las figuras siguientes se muestra un esquema básico del conjunto. La antena recoge la energía de las ondas de radio cósmicas con un determinado estado de polarización y entrega esta energía al receptor a través de una línea de transmisión adecuada. Las impedancias de la antena, la línea de transmisión y la entrada al receptor deben estar acopladas convenientemente para minimizar las pérdidas. La antena produce un cierto filtrado de las frecuencias, (en función de la precisión de su superficie y de su tamaño, como ya se ha indicado), pero es generalmente el receptor el que determina el ancho de banda espectral del radiotelescopio. Por otra parte, las antenas son sensibles a la radiación polarizada, (en general, elíptica; en la mayoría de los casos, casi lineal), por lo tanto la antena capta una mitad del flujo de energía incidente si la radiación no está polarizada. En el receptor, las oscilaciones electromagnéticas son filtradas, amplificadas varios órdenes de magnitud y, finalmente, medidas a su salida.
La mediciones de la potencia radio-cósmica se efectúan generalmente comparando la potencia observada con la potencia conocida de un generador de ruido de calibración.
Con lo visto hasta el momento, (bajo poder de resolución, estructuras grandes y complejas, electrónica adicional complicada ... y finalmente ruidos en un altavoz o gráficos -como el de la figura inferior- bien distintos a las imágenes de los telescopios ópticos), puede parecer que la RadioAstronomía sea un capricho científico-tecnológico poco interesante, pero nada más lejos de la verdad. No puede resultar indiferente observar el Universo en un rango del espectro electromagnético distinto a la estrecha ventana del visible. Gracias a la RadioAstronomía se tiene constancia de la radiación cósmica de fondo, que fundamenta empíricamente el modelo cosmológico del Big Bang, o se conocen los brazos espirales de la Vía Láctea mediante la observación de la radiación de 21 cm del hidrógeno, o los quasars y los púlsares. Al no ser bloqueadas por el polvo interestelar, las ondas de radio permiten observar la región central de nuestra galaxia, algo prohibido para la observación óptica. Se puede penetrar en los secretos de las grandes y frías nubes moleculares, invisibles en el óptico, y confirmar la presencia de numerosas moléculas orgánicas que, a tan baja temperatura, sólo emiten radiaciones milimétricas y centimétricas ..., y un largo etc., que iremos desgranando más adelante.
Espectro obtenido con la antena DSS-63, (Robledo de Chavela - Madrid), en la línea de 22 GHz del agua. Esta emisión máser proviene de una estrella similar al Sol, pero en las etapas finales de su vida. Pensamos que en esta breve etapa, los fenómenos de pérdida de masa dejan de ser esféricos y generan estas verdaderas “fuentes de agua”, a velocidades superiores a 100 km/s.
La figura muestra los resultados de un mapa realizado en amoníaco alrededor de una nebulosa anillo asociada a una estrella LBV, una de las más masivas y energéticas que se conocen en la Galaxia. Los contornos de amoníaco se disponen justamente hacia afuera de la nebulosa infrarroja, (sobreimpresa en la imagen) ,trazada con datos del telescopio espacial Spitzer. Un análisis más detallado muestra una estratificación de la emisión del gas y el polvo, probablemente debido a diferentes eventos de pérdida de masa provenientes de la estrella.
© LAEFF (CAB - INTA-CSIC)
Y hasta aquí lo fácil. En próximos artículos analizaremos más detalladamente y con algo más de precisión conceptos como el diagrama de antena, la abertura efectiva y la directividad, .... receptores y etapas de tratamiento de la señal, ... interferometría, etc., ...
(1) - Resolución de un telescopio = Capacidad del telescopio para mostrar, claramente separados, dos objetos que están próximos en el cielo. Se expresa en función del ángulo mínimo que debe haber entre esos dos objetos en el cielo para que en la imagen aparezcan separados.
Retomando la expresión sin θ ≈ 1.22 λ / D (donde λ=longitud de onda y D=diámetro del colector), el factor 1.22 corresponde al efecto de interferencia que se produce en los bordes cuando la luz se encuentra con un obstáculo, (léase objetivo, espejo, antena ...), y que se llama difracción. Se determina empíricamente y para el rango del visible toma ese valor. Ya veremos en su momento qué aplicar en la banda de radio.
Para ángulos pequeños, (entiéndase muy pequeños), sin θ ≈ θ y por tanto podría escribirse θ ≈ 1.22 λ / D. Esta ecuación está expresada en radianes. Es más práctico expresarla en segundos de arco, (arc sec), de manera que transformando unidades se tiene: θ ≈ 206264.8 · 1.22 · λ / D arc sec, (λ y D deben estar en las mismas unidades). Por ejemplo, para un telescopio con un objetivo de 10 cm y para luz visible de 500 nanómetros, el poder de resolución del mismo es del orden de 1.25 segundos de arco.

References: resolución 
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