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Timestamp: 2018-03-20 17:20:34+00:00

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Capítulo 1. Observación de las ondas de radio
Observación de las ondas de radio
1. Las ondas de radio
2. Los radiotelescopios
3. Los interferómetros
4. La radioastronomía del futuro
4.1. Interferometría de muy larga base espacial
4.2. Interferometría milimétrica: SMA y ALMA
4.3. Square Kilometer Array (SKA)
Radiotelescopio de 305 m. Arecibo (Puerto Rico). Courtesy of the NAIC- Arecibo Observatory, a facility of NSF. David Parker. Science Photo library
1. La radiación radio
Las ondas de radio son radiación electromagnética (ver curso de Fundamentos Físicos de Radioastronomía, capítulo 1) de longitud de onda larga: aproximadamente entre 1cm y varios metros, aunque la región utilizada para radioastronomía suele llegar sólo hasta decenas de centímetros.
La primera pregunta que uno se puede plantear cuando se dispone a hacer o preparar observaciones en radio es ¿por qué observar en esta longitud de onda?. La longitud de onda radio tiene ciertas ventajas sobre otro tipo de radiación. Para empezar, comparte con el óptico el privilegio de poder ser observada desde la Tierra. La atmósfera terrestre impide el paso a la mayoría de las longitudes de onda de la radiación electromagnética, en algunas ocasiones afortunadamente para nuestra salud, como ocurre con la radiación X o la ultravioleta. (En el curso de Fundamentos... se puede ver una gráfica al respecto). Vemos entonces, que las radiaciones de longitud de onda radio atraviesan una de las denominadas ventanas atmosféricas y pueden ser detectadas en la Tierra, lo que, evidentemente, facilita su estudio.
Otra ventaja muy importante de las ondas de radio, es que debido a su baja energía -y por tanto, longitud de onda larga- no interfieren apenas con el material que se encuentran a su paso (a no ser con determinados materiales, como aquellos de los que están construidas las antenas, que actúan como reflectores de ondas de radio). Por este motivo es por el que podemos oir la radio dentro de nuestras casas, ya que las ondas de radio atraviesan las paredes y son detectadas por los receptores de nuestro aparato de radio, que las convierte en sonido.
Este hecho hace que las ondas de radio sean especialmente útiles en Astronomía para estudiar objetos que se encuentran en el interior de nubes de gas y de polvo. La radiación en el rango visible de esos objetos está totalmente oscurecida por el material que se encuentra delante de ellos, por lo que no se pueden observar con telescopios ópticos. Sin embargo, las ondas de radio, al tener una longitud de onda mayor, no son afectadas por el gas o el polvo, permitiéndonos así el estudio de objetos en regiones densas y oscurecidas, como pueden ser las regiones de formación estelar.
En la siguiente figura podemos ver una nube oscura de gas en la que pueden estar formándose estrellas. En la imagen de la izquierda, tomada en el óptico, se aprecia la imposibilidad de detectar las estrellas del interior de la nube (o las situadas detrás de ésta), mientras que en la imagen de la derecha, tomada en el infrarrojo (con mayor longitud de onda), se observan ya las estrellas cuya radiación óptica no llegaba hasta nosotros. En una imagen en radio de la misma nube, podríamos ver también aquellos objetos tan oscurecidos que ni siquiera pueden ser detectados en el infrarrojo.
Fig.1.1. Nube molecular B68 en el óptico (izquierda) y en el infrarrojo (derecha). Cortesía del ESO
Hemos visto en el curso de Fundamentos... el funcionamiento y las propiedades de los telescopios en general y la historia de los radiotelescopios. Vamos a centrarnos ahora un poco más detalladamente en el funcionamiento de los radiotelescopios y en los tipos de radiotelescopios que existen.
La finalidad de un radiotelescopio es recoger toda la radiación que llega del objeto que se desea estudiar en la frecuencia en la que está sintonizado, y presentárselas al observador para su estudio.
La superficie colectora de un radiotelescopio suele tener forma de paraboloide de revolución. Esta superficie actúa como un espejo, de forma que las ondas planas que le llegan de la fuente se reflejan en ella y son enviadas hacia el denominado foco primario.
La forma paraboloide de la superficie colectora permite filtrar interferencias procedentes de otras fuentes a las que no se está apuntando, ya que las ondas que no incidan frontalmente con dicha superficie no serán reflejadas hacia el foco primario.
En los telescopios más simples, el receptor está situado en el foco primario y desde allí la señal pasa hacia los intrumentos ópticos que la analizan. Sin embargo, en telescopios más grandes en los que hay receptores para varias bandas, la disposición más usada es la que se presenta en la figura 1.2, denominada Cassegrain. En esta disposición, en el lugar del foco primario se sitúa el subreflector, que tiene forma de hiperboloide de revolución y vuelve a reflejar las ondas enviándolas hacia los conos receptores, situados en la base del primer reflector. De este modo se facilita el acceso a la instrumentación del receptor para su mantenimiento y reparación, y se permite que soporte un peso mayor por estar en un punto más estable.
Fig.1.2. Camino de las ondas en una antena hasta el receptor
Según lo visto en el curso de Fundamentos Físicos, en el capítulo 2, para que un radiotelescopio que observase a una longitud de onda de 6 cm tenga la misma resolución que un telescopio óptico de 5 m, su diámetro debería ser del orden de 500 km. Aunque no se puede llegar a tener una superficie colectora de tal tamaño, sí que se construyen grandes radiotelescopios. Sin embargo, solamente el uso de interferómetros permite alcanzar una resolución buena en radio, muy superior en algunos casos a la de los telescopios ópticos.
El diseño y construcción de los radiotelescopios depende en gran medida del rango en el que operen. Por ejemplo, los telescopios diseñados para operar en longitudes de onda milimétrica necesitan una superficie reflectora muy precisa, ya que las desviaciones de la forma parabólica son apreciables cuando alcanzan el 10% de la longitud de onda de operación (ver figs. 1.3 y 1.4).
En muchas ocasiones, estos telescopios para los rangos milimétricos o submilimétricos se encierran en cúpulas protectoras que permiten mantener intactas sus superficies y evitan los problemas de vibración producidos por el viento (ver fig. 1.3).
Cuando se observan longitudes de onda más largas, la superficie reflectora puede estar formada por varillas metálicas en lugar de ser una superficie continua. De esta manera se reduce el peso total de la antena (ver fig. 1.5.)
Fig.1.3. Telescopio CSO de 10.4 m en Hawaii. Cortesía del Caltech Submillimeter Observatory
Fig.1.4. Telescopio de 30 m en Pico Veleta (Granada). Cortesía de IRAM.
Fig.1.5. Telescopio de 64 m de Parkes (Australia). Cortesía de Matthew Howlett.
Pero quizá el telescopio más impresionante que se haya construido es el de Arecibo, que con sus 305 m es el mayor del mundo (ver foto al principio del capítulo). Está encajado en un valle, por lo que en lugar de ser la superficie reflectora la que se mueve para seleccionar el objeto a observar, es el subreflector el que se coloca en la posición adecuada para reflejar las ondas procedentes del objeto de interés. Este movimiento limitado sólo permite detectar las fuentes cuando pasan cerca del cénit, pero es suficiente para que con él se hayan realizado importantes descubrimientos.
Los radiotelescopios que siguen en tamaño al de Arecibo tienen alrededor de 100 metros de diámetro. Así están el de Effelsberg (Alemania, fig. 1.6) o Green Bank (Estados Unidos, fig. 1.7), ambos de 100 m. Después hay varios cuyo diámetro está entre 60 y 70 metros, como los de las Estaciones de Espacio Profundo (DSN) de la NASA (fig. 1.8), de 70 m (uno de ellos situado en Robledo de Chavela), o el del Observatorio de Parkes, en Australia. El siguiente rango de tamaños es ya del orden de entre 30 y 40 metros, y podemos encontrar radiotelescopios como el de Medicina, Italia (32 metros), el de Haystack (fig. 1.9), Estados Unidos (37 metros) o el telescopio de 34 metros de PARTNeR (fig. 1.10). Los radiotelescopios de menor diámetro que estos, suelen operar en el rango de las ondas milimétricas o submilimétricas, como el de 12 metros de Kitt Peak (fig. 1.11).
Los telescopios citados son usados en Radioastronomía profesional y, junto con los interferómetros, constituyen la base observacional de esta rama de la Astronomía. Podemos ver que el telescopio utilizado en PARTNeR tiene un tamaño similar a otros telescopios profesionales, por lo que las observaciones que se realicen con él dentro del proyecto educativo pueden tener relevancia científica real.
Fig.1.6. Telescopio de 100 m en Effelsberg (Alemania). Cortesía del Max-Planck Institut für Radioastronomie
Fig.1.7. Telescopio de 100 m en Green Bank (Virginia Occidental-USA). Cortesía del NRAO
Fig.1.8. Telescopio de 70 m del DSN (Deep Space Network) en Goldstonte, California. Cortesía de NASA-JPL
Fig.1.9. Telescopio de 37 m de Haystack (Massachusets, USA). Cortesía del MIT
Fig.1.10. Telescopio de 34 m del proyecto PARTNeR (Robledo de Chavela).
Fig.1.11. Telescopio de 12 m en Kitt Peak. Cortesía de NRAO
En esta página puedes encontrar fotos de otros muchos radiotelescopios: http://www.jb.man.ac.uk/vlbi/gallery/radtel.html
Hemos visto que uno de los mayores problemas que presentan los radiotelescopios a la hora de realizar las observaciones es su baja resolución angular. Esto les impide poder apreciar detalles pequeños. Por ejemplo, para que un radiotelescopio pudiera realizar mapas de radiación de 6 cm, con la resolución angular que el telescopio espacial Hubble consigue en óptico (~0.04 segundos de arco), debería tener un diámetro de 290 km. Evidentemente, construir una estructura de tal magnitud es imposible. Para solucionar este problema se utilizan los interferómetros.
La interferometría se basa en el uso de varias antenas que observan la misma fuente de manera simultánea. La radiación recibida por las antenas se hace interferir por parejas. El resultado de la interferencia de dos ondas es una serie de franjas, de mayor o menor brillo. Midiendo el contraste de brillo de estas franjas de interferencia, se puede reconstruir (por sorprendente que parezca) la imagen del objeto observado con una resolución equivalente a la que tendría un telescopio cuyo diámetro fuese igual a la máxima separación entre las antenas del interferómetro.
En el caso de algunos interferómetros, las antenas están conectadas entre sí, de forma que la radiación que reciben se puede hacer interferir en tiempo real. Son los llamados interferómetros conexos. Ejemplos de este tipo de interferómetros son el Very Large Array (fig.1.12) y el de Owens Valley, en Estados Unidos, o el del Plateu de Bure (fig.1.13), en los Alpes franceses, o MERLIN, en Gran Bretaña. En este tipo de interferómetros, las antenas pueden moverse a lo largo de raíles, para cambiar su distribución. De esta forma, se puede aumentar la distancia entre antenas para mejorar la resolución angular, o bien colocarlas más cerca unas de otras si lo que interesa es estudiar regiones de gran tamaño.
Puede realizarse también interferometría con antenas que no estén conectadas entre sí. Esta técnica se denomina interferometría de muy larga base (VLBI, del inglés Very Large Baseline Interferometry). En este caso, la señal recibida de cada antena se graba en cintas magnéticas, junto con señales de tiempo muy precisas (obtenidas con relojes atómicos). Las cintas se envían a centros de correlación y las señales de las antenas se hacen interferir en ordenadores. Para estas observaciones de VLBI se coordinan grandes radiotelescopios distribuidos por toda la Tierra, todos observando simultáneamente la misma fuente. De esta forma, se consigue simular un radiotelescopio que tuviera el diámetro de la Tierra.
Fig.1.12. Fotografïa de varias de las antenas del VLA. Cortesía de NRAO/AUI/NSF
Fig.1.13. Interferómetro del Plateau de Bure (Alpes franceses). Cortesía de IRAM
Fig.1.14. Localización de las diez antenas que componen el VLBA. Cortesía de NRAO/AUI/NSF
Además de esta coordinación de antenas en redes de VLBI, hay instalaciones dedicadas a observaciones mediante esta técnica, como el Very Large Baseline Array. Este interferómetro cuenta con diez antenas repartidas por el territorio norteamericano, como se puede ver en la figura 1.14.
La radioastronomía sigue avanzando y continuamente se plantean nuevos proyectos para abordar retos cientificos más ambiciosos. Los radiotelescopios que se construirán en las próximas décadas superarán a los actuales en varios aspectos:
- Mejor resolución angular:
Permitirá estudiar el Universo cada vez con mayor detalle. Por ejemplo, en el caso de sistemas solares en formación, nos gustaría poder distinguir el nacimiento de planetas individuales. Para lograr mejorar la resolución angular, necesitamos interferómetros con líneas de base (separaciones entre antenas) muy grandes, longitudes de onda cortas, o ambas (ver Capítulo 2 del curso de fundamentos físicos de Radioastronomía) .
- Mayor sensibilidad:
Para detectar fuentes muy débiles, por ser muy lejanas, frías, o de pequeño tamaño. En este caso, necesitaremos interferómetros con superficies colectoras (es decir, el área total de todas las antenas) muy grandes.
- Longitudes de onda poco estudiadas:
Hay fenómenos físicos interesantes o determinadas moléculas que emiten en ciertas longitudes de onda. Sin embargo, hay longitudes de onda que son difíciles de observar, como ocurre con el rango submilimétrico (longitudes de onda inferiores a 1 mm), porque la atmósfera es poco transparente a ellas. Varios radiotelescopios futuros intentarán estudiar estas ondas submilimétricas.
Presentamos a continuación algunos proyectos que intentan abordar estos objetivos.
Ya hemos mencionado que con la interferometría se consiguen resoluciones espaciales equivalentes a las que conseguiría una antena cuyo diámetro fuese el mismo que la mayor distancia entre antenas del interferómetro. Por lo tanto, realizando interferometría con los radiotelescopios con los que hoy contamos (sobre la superficie de la Tierra), la mayor línea de base que podemos conseguir será igual al diámetro de la Tierra.
Si queremos obtener líneas de base mayores, para mejorar la resolución angular, debemos utilizar radiotelescopios situados en el espacio.
Fig.1.15. Representación del satélite HALCA en órbita. Cortesía de JPL e ISAS
El primer proyecto de interferometría espacial VSOP - VLBI Space Observatory Programme) ya se llevó a cabo con éxito entre los años 1997 y 2002. Consistió en la puesta en órbita del satélite japonés HALCA, (ver fig.1.15), con un radiotelescopio de 8 m que contaba con receptores de entre 1.3 y 18 cm. Realizando observaciones coordinadas con radiotelescopios terrestres, se consiguieron resoluciones angulares de hasta 50 microsegundos. Si nuestros ojos tuvieran esa resolución, podríamos ver desde Madrid una moneda de un céntimo que estuviera en Barcelona y distinguir perfectamente todos los detalles del dibujo de la Catedral de Santiago que aparece en la moneda.
En esta página (en inglés) se pueden ver imágenes con las mejoras que supuso el VLBI espacial respecto al VLBI terrestre.
En los próximos años se lanzarán al espacio nuevos radiotelescopios, como:
- RadioAstron. Es un proyecto ruso para poner en órbita una antena de 10 m, cuyo lanzamiento está previsto para el 2006.
- VSOP2. Proyecto japonés, que sería la continuación de VSOP-HALCA. La antena espacial será de 10 m y el lanzamiento está previsto para el 2007. Se espera conseguir una sensibilidad 10 veces mejor que con VLSOP.
- ARISE (ver fig.1.16). Es un proyecto estadounidense que consiste en una antena hinchable de 25 m, que conseguirá superar en 50 veces veces la sensibilidad de VSOP. Esta antena trabajará en logitudes de onda entre 3 mm y 6 cm y se espera conseguir una resolución angular de 10 microsegundos Su lanzamiento está previsto para 2008.
Fig.1.16. Representación del satélite ARISE. Cortesía de JPL-NASA
Estos ambiciosos proyectos pretenden abordar los tres retos que mencionamos anteriormente: mejorar la resolución angular, aumentar la sensibilidad y explorar longitudes de onda poco estudiadas.
- "Submillimeter Array" (SMA) (ver fig.1.17). Es un proyecto desarrollado por el Smithsonian Astrophysical Observatory (EE.UU.) y el Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia China de Ciencias (Taiwan). El proyecto actual contempla la construcción de 8 antenas de 6 m en la cima del volcán extinto Mauna Kea, en Hawai, donde ya se encuentra un importante observatorio con otros 12 telescopios. SMA trabajará en longitudes de onda de entre 350 micras y 3 mm, y logrará resoluciones de 0.1 segundos. A finales de 2002, 4 de las antenas ya estaban en funcionamiento, y se han ido publicando los primeros resultados científicos obtenidos. Se espera que para finales de 2003 las 8 antenas se encuentren ya a pleno rendimiento.
Fig.1.17. Cuatro de las antenas de SMA. Al fondo, algunos de los telescopios de Mauna Kea. Cortesía de Smithsonian Astrophysical Observatory
- "Atacama Large Millimeter Array" (ALMA)(ver fig.1.18). Hace unos 15 años, instituciones de diferentes países se encontraban desarrollando proyectos de similares características, todos ellos con el objetivo de construir un gran interferómetro milimétrico-submilimétrico en algún lugar del hemisferio sur. Así, el National Radio Astronomy Observatory (EE.UU.) preparaba su proyecto Millimeter Array, mientras que Europa y Japón desarrollaban el Large Southern Array y el Large Millimeter and Sumillimeter Array, respectivamente. Evidentemente, es mucho más interesante aunar esfuerzos y financiación económica para construir un instrumento tres veces mejor, que tres instrumentos iguales compitiendo por estudiar lo mismo. Finalmente la lógica se impuso y se inició el proyecto conjunto ALMA, en el que participan instituciones de diferentes países, incluido el Ministerio de Ciencia y Tecnología de España. Según la versión actual del proyecto, ALMA contará con 64 antenas de 12 m, que trabajarán con longitudes de onda de entre 350 micras y 4 mm. Las primeras operaciones están previstas para el 2007. En esta página puedes ver vídeos con simulaciones de ALMA en movimiento.
Fig.1.18. Representación del interferómetro ALMA. Cortesía del European Southern Observatory
Las longitudes de onda inferiores a 1 mm constituyen el eslabón entre las ondas de radio y las infrarrojas (1 a 100 micras). Observar estas ondas submilimétricas supone superar muchas dificultades técnicas. En primer lugar, para este rango del espectro electromagnético, la atmósfera terrestre ya no es tan transparente como para las ondas de radio más largas. Las moléculas de la atmósfera, fundamentalmente las de agua, tienen una especial predilección por absorber estas ondas. Como pudimos ver en el capítulo 2 del curso de Fundamentos Físicos, sólo para unas determinadas zonas del espectro submilimétrico la transparencia de la atmósfera aumenta lo suficiente como para poder observar desde tierra. Son las llamadas ventanas submilimétricas. Pero aun en el caso de estas ventanas, la opacidad de la atmósfera es bastante grande.
Por lo tanto, no todos los lugares son igual de adecuados para construir un radiotelescopio submilimétrico. Para minimizar la absorción atmosférica deben buscarse lugares secos y a gran altitud. De esta forma, conseguiremos que por encima del radiotelescopio, exista el menor número posible de moléculas de agua que puedan absorber la radiación.
En el caso de los dos proyectos que hemos mencionado en esta sección, el SMA se está construyendo en Mauna Kea a una altitud de 4000 m (aquí se puede ver la imagen de Mauna Kea en este momento, aunque es probable que cuando mires, allí sea de noche), mientras que ALMA se situará en los Llanos de Chajnantor, una meseta de los Andes chilenos en la zona del desierto de Atacama (el más seco del mundo), a 5000 m.
ALMA será, con mucha diferencia, el observatorio más potente en longitudes de onda submilimétricas. Podrá alcanzar una resolución angular de 50 milisegundos en 800 micras. Esta resolución es suficiente para poder distinguir planetas individuales en formación en torno a otras estrellas.
Como hemos visto, mediante la interferometría se busca fundamentalmente mejorar la resolución angular. Así, si las antenas de un interferómetro se separan 50 km en una observación, conseguiremos la misma resolución que una gran antena única con 50 km de diámetro.
Uno puede preguntarse entonces por qué se construyen grandes antenas, como la de 100 metros de Effelsberg. Sería más barato usar unas pocas antenas parabólicas de las que se venden en los centros comerciales para la televisión por satélite, separarlas hasta 100 m y hacer interferometría.
La diferencia estriba en la sensibilidad, es decir, la cantidad de radiación recibida por las antenas. La sensibilidad limita el brillo de las fuentes que puedes observar. Sólo los telescopios más sensibles pueden detectar las fuentes más débiles. La sensibilidad de los telescopios es proporcional al área colectora total. Es fácil comparar la sensibilidad de una antena de 100 m de diámetro con la de un interferómetro compuesto por 20 antenas de 1 m, calculando sus áreas respectivas.
El proyecto (SKA) pretende construir un interferómetro que trabaje en longitudes de onda centimétricas. Estas son las mismas que hoy observa el VLA, pero SKA contará con mucha mayor sensibilidad. El objetivo es que el área colectora total de SKA sea de un kilómetro cuadrado, aproximadamente.
SKA está todavía en fase de diseño. Aún no se ha decidido el número y tamaño de las antenas que lo compondrán, ni en qué lugar se construiría. Se puede conseguir una gran área colectora usando muchas antenas pequeñas o pocas antenas grandes. Ambas opciones están siendo barajadas. Hay 5 preproyectos en estudio para SKA. Por ejemplo, en uno de ellos se propone la construcción de 100 estaciones con 400 lentes esféricas de 5-7 m de diámetro cada una. En otro, se construirían 30 antenas de 200 m. La decisión final sobre su diseño se tomará en torno a 2005.
Fig.1.18. Representación de una de las estaciones de SKA, según uno de los diseños propuestos. Las ondas son recogidas por esferas de 7 m de diámetro (lentes de Luneburg), agrupadas en estaciones de varios cientos de metros. El telescopio completo incluiría muchas de estas estaciones, algunas separadas por cientos de kilómetros. Imagen cortesía de Ben Simons, University of Sydney Vislab. Copyright CSIRO

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