6.4: Radiotelescopios
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Al final de esta sección, podrás:
- Describir cómo se detectan las ondas de radio desde el espacio
- Identificar los radiotelescopios más grandes del mundo
- Definir la técnica de interferometría y discutir los beneficios de los interferómetros sobre los telescopios monoplato
Además de la radiación visible e infrarroja, también se pueden detectar ondas de radio de objetos astronómicos desde la superficie de la Tierra. A principios de la década de 1930, Karl G. Jansky, ingeniero de los Laboratorios Bell Telephone, estaba experimentando con antenas para la comunicación de radio de largo alcance cuando se encontró con alguna misteriosa radiación estática de radio proveniente de una fuente desconocida (Figura\(\PageIndex{1}\)). Descubrió que esta radiación llegó más fuerte unos cuatro minutos antes en cada día sucesivo y concluyó correctamente que dado que el período de rotación sideral de la Tierra (cuánto tiempo nos lleva rotar en relación con las estrellas) es cuatro minutos más corto que un día solar, la radiación debe originarse de algunos región fija en la esfera celeste. Investigaciones posteriores mostraron que la fuente de esta radiación era parte de la Vía Láctea; Jansky había descubierto la primera fuente de ondas cósmicas de radio.
En 1936, Grote Reber, quien era astrónomo aficionado interesado en las radiocomunicaciones, utilizó hierro galvanizado y madera para construir la primera antena diseñada específicamente para recibir ondas cósmicas de radio. A lo largo de los años, Reber construyó varias de esas antenas y las utilizó para llevar a cabo estudios pioneros del cielo en busca de fuentes de radio celestiales; permaneció activo en la radioastronomía por más de 30 años. Durante la primera década, trabajó prácticamente solo porque los astrónomos profesionales aún no habían reconocido el vasto potencial de la radioastronomía.
Detección de Energía de Radio desde el Espacio
Es importante entender que las ondas de radio no se pueden “escuchar”: no son las ondas sonoras que oyes saliendo del receptor de radio en tu casa o auto. Al igual que la luz, las ondas de radio son una forma de radiación electromagnética, pero a diferencia de la luz, no podemos detectarlas con nuestros sentidos, debemos confiar en equipos electrónicos para recogerlas. En la radiodifusión comercial, codificamos la información sonora (música o la voz de un presentador de noticias) en ondas de radio. Estos deben decodificarse en el otro extremo y luego volverse a convertir en sonido por altavoces o auriculares.
Las ondas de radio que recibimos del espacio no tienen, por supuesto, música u otra información del programa codificada en ellas. Si las señales de radio cósmicas se tradujeran en sonido, sonarían como la estática que escuchas al escanear entre estaciones. Sin embargo, hay información en las ondas de radio que recibimos, información que puede decirnos sobre la química y las condiciones físicas de las fuentes de las ondas.
Así como las partículas cargadas vibratorias pueden producir ondas electromagnéticas (ver el capítulo Radiación y Espectros), las ondas electromagnéticas pueden hacer que las partículas cargadas se muevan hacia adelante y hacia atrás Las ondas de radio pueden producir una corriente en conductores de electricidad como los metales. Una antena es tal conductor: intercepta ondas de radio, que crean una corriente débilmente en ella. Luego se amplifica la corriente en un receptor de radio hasta que es lo suficientemente fuerte como para medir o grabar. Al igual que tu televisión o radio, los receptores se pueden sintonizar para seleccionar una sola frecuencia (canal). En astronomía, sin embargo, es más común utilizar técnicas sofisticadas de procesamiento de datos que permiten detectar miles de bandas de frecuencia separadas simultáneamente. Así, el receptor de radio astronómico opera de manera muy parecida a un espectrómetro en un telescopio de luz visible o infrarrojo, proporcionando información sobre cuánta radiación recibimos en cada longitud de onda o frecuencia. Después del procesamiento por computadora, las señales de radio se graban en discos magnéticos para su posterior análisis.
Las ondas de radio son reflejadas por superficies conductoras, así como la luz se refleja desde una superficie metálica brillante, y de acuerdo con las mismas leyes de la óptica. Un telescopio radioreflectante consiste en un reflector metálico cóncavo (llamado plato), análogo a un espejo telescópico. Las ondas de radio recogidas por el plato son reflejadas a un foco, donde luego pueden ser dirigidas a un receptor y analizadas. Debido a que los humanos son tales criaturas visuales, los radioastrónomos suelen construir una representación pictórica de las fuentes de radio que observan. La figura\(\PageIndex{2}\) muestra tal imagen de radio de una galaxia distante, donde los radiotelescopios revelan vastos chorros y complicadas regiones de emisiones de radio que son completamente invisibles en fotografías tomadas con luz.
La radioastronomía es un campo joven comparado con la astronomía de luz visible, pero ha experimentado un tremendo crecimiento en las últimas décadas. Los radioreflectores más grandes del mundo que se pueden apuntar a cualquier dirección en el cielo tienen aperturas de 100 metros. Uno de ellos ha sido construido en el Observatorio Nacional de Radioastronomía de Estados Unidos en Virginia Occidental (Figura\(\PageIndex{3}\)). En la\(\PageIndex{1}\) tabla se enumeran algunos de los principales radiotelescopios del mundo.
| Observatorio | Ubicación | Descripción | Sitio web |
|---|---|---|---|
| Platos Radiofónicos Individuales | |||
| Radio telescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST) | Guizhou | Plato fijo de 500 m | fast.bao.ac.cn/ |
| Observatorio de Arecibo | Arecibo | Plato fijo de 305-m | www.naic.edu |
| Telescopio Banco Verde (GBT) | Banco Verde, WV | Plato orientable 110 × 100-m | www.science.nrao.edu/instalaciones/gbt |
| Telescopio Effelsberg de 100 m | Bonn, Alemania | Plato dirigible de 100 m | www.mpifr-bonn.mpg.de/es/effelsberg |
| Telescopio Lovell | Manchester, Inglaterra | Plato dirigible de 76 m | www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell |
| Complejo de comunicación del espacio profundo de Canberra (CDSCC) | Tidbinbilla | Plato dirigible de 70 m | www.cdscc.nasa.gov |
| Complejo de Comunicaciones del Espacio Profundo Goldstone (GDSCC) | Barstow (California) | Plato dirigible de 70 m | www.gdscc.nasa.gov |
| Observatorio de Parkes | Parkes | Plato dirigible de 64-m | www.parkes.atnf.csiro.au |
| Arreglos de platos de radio | |||
| Matriz de kilómetros cuadrados (SKA) | Sudáfrica y Australia Occidental | Miles de platillos, km2collecting area, array parcial en 2020 | www.skatelescope.org |
| Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) | Desierto de Atacama, Norte de Chile | 66 platillos de 7 m y 12 m | www.almaobservatory.org |
| Matriz muy grande (VLA) | Socorro (Nuevo México) | Matriz de 27 elementos de platillos de 25 m (36 km de línea base) | www.science.nrao.edu/instalaciones/vla |
| Telescopio de Síntesis Westerbork (WSRT) | Westerbork, Países Bajos | Arreglo de 12 elementos de platillos de 25 m (1.6-km de línea base) | www.astron.nl/radio-observatorio/público/público-0 |
| Matriz de línea base muy larga (VLBA) | Diez sitios de Estados Unidos, HI a las Islas Vírgenes | Matriz de 10 elementos de platillos de 25 m (9000 km de línea base) | www.science.nrao.edu/instalaciones/vlba |
| Australia Telescope Compact Array (ATCA) | Varios sitios en Australia | Matriz de 8 elementos (siete platos de 22 m más Parkes 64 m) | www.narrabri.atnf.csiro.au |
| Red de interferómetros enlazados por radio de múltiples elementos (MERLIN) | Cambridge, Inglaterra y otros sitios británicos | Red de siete platillos (el más grande es de 32 m) | www.e-merlin.ac.uk |
| Telescopios de ondas milimétricas | |||
| IRAM | Granada, España | Plato orientable de onda mm de 30 m | www.iram-institute.org |
| Telescopio James Clerk Maxwell (JCMT) | Mauna Kea | Plato orientable de onda mm de 15 m | www.eaobservatory.org/jcmt |
| RadioObservatorio Nobeyama (NRO) | Minamimaki, Japón | Matriz de 6 elementos de platos de onda de 10 m | www.nro.nao.ac.jp/es |
| Radio Observatorio Hat Creek (HCRO) | Cassel (California) | Matriz de 6 elementos de platos ondulados de 5 m | www.sri.com/investigación-desarrollo/instalaciones-especializadas/hat-creek-radio-observatorio |
Interferometría de radio
Como comentamos anteriormente, la capacidad de un telescopio para mostrarnos detalles finos (su resolución) depende de su apertura, pero también depende de la longitud de onda de la radiación que el telescopio está acumulando. Cuanto más largas sean las olas, más difícil será resolver los detalles finos en las imágenes o mapas que hacemos. Debido a que las ondas de radio tienen longitudes de onda tan largas, presentan tremendos desafíos para los astrónomos que necesitan una buena resolución. De hecho, incluso las antenas de radio más grandes de la Tierra, operando solas, no pueden distinguir tanto detalle como el típico telescopio pequeño de luz visible utilizado en un laboratorio universitario de astronomía. Para superar esta dificultad, los radioastrónomos han aprendido a afilar sus imágenes vinculando electrónicamente dos o más radiotelescopios. Dos o más telescopios unidos entre sí de esta manera se denominan interferómetro.
“Interferómetro” puede parecer un término extraño porque los telescopios en un interferómetro funcionan cooperativamente; no “interfieren” entre sí. Interferencia, sin embargo, es un término técnico para la forma en que múltiples ondas interactúan entre sí cuando llegan a nuestros instrumentos, y esta interacción nos permite sacar más detalles de nuestras observaciones. La resolución de un interferómetro depende de la separación de los telescopios, no de sus aperturas individuales. Dos telescopios separados por 1 kilómetro proporcionan la misma resolución que un solo plato de 1 kilómetro de ancho (aunque no son, por supuesto, capaces de recolectar tanta radiación como una cubeta de ondas de radio de 1 kilómetro de ancho).
Para obtener una resolución aún mejor, los astrónomos combinan una gran cantidad de platos de radio en una matriz de interferómetros. En efecto, tal matriz funciona como una gran cantidad de interferómetros de dos discos, todos observando juntos la misma parte del cielo. El procesamiento informático de los resultados permite la reconstrucción de una imagen de radio de alta resolución. El instrumento de este tipo más extenso en Estados Unidos es el Jansky Very Large Array (VLA) del Observatorio Nacional de Radioastronomía, cerca de Socorro, Nuevo México. Consta de 27 radiotelescopios móviles (sobre vías férreas), cada uno con una abertura de 25 metros, repartidos en un lapso total de unos 36 kilómetros. Al combinar electrónicamente las señales de todos sus telescopios individuales, esta matriz permite al radioastrónomo hacer imágenes del cielo a longitudes de onda de radio comparables a las obtenidas con un telescopio de luz visible, con una resolución de aproximadamente 1 segundo de arco.
El Atacama Large Millimeter/submillimeter array (ALMA) en el desierto de Atacama del norte de Chile (Figura\(\PageIndex{4}\)), a una altitud de 16,400 pies, consta de 12 telescopios de 7 metros y 54 telescopios de 12 metros, y puede alcanzar líneas de base de hasta 16 kilómetros. Desde que entró en funcionamiento en 2013, ha realizado observaciones a resoluciones de hasta 6 milisegundos de arco (0.006 segundos de arco), un logro notable para la radioastronomía.
Vea este documental que explica el trabajo que se llevó a diseñar y construir ALMA, discute algunas de sus primeras imágenes y explora su futuro.
Inicialmente, el tamaño de las matrices de interferómetros estaba limitado por el requisito de que todos los platos estuvieran físicamente conectados entre sí. Las dimensiones máximas de la matriz fueron, por lo tanto, de solo unas pocas decenas de kilómetros. Sin embargo, se pueden lograr separaciones de interferómetros más grandes si los telescopios no requieren una conexión física. Los astrónomos, con el uso de la tecnología actual y la potencia informática, han aprendido a cronometrar la llegada de las ondas electromagnéticas provenientes del espacio de manera muy precisa a cada telescopio y a combinar los datos posteriormente. Si los telescopios están tan separados como California y Australia, o como Virginia Occidental y Crimea en Ucrania, la resolución resultante supera con creces a la de los telescopios de luz visible.
Estados Unidos opera el Very Long Baseline Array (VLBA), compuesto por 10 telescopios individuales que se extienden desde las Islas Vírgenes hasta Hawai (Figura\(\PageIndex{5}\)). El VLBA, terminado en 1993, puede formar imágenes astronómicas con una resolución de 0.0001 segundos de arco, permitiendo distinguir características tan pequeñas como 10 unidades astronómicas (AU) en el centro de nuestra Galaxia.
Los recientes avances tecnológicos también han permitido hacer interferometría a longitudes de onda de luz visible e infrarroja. A principios del siglo XXI, tres observatorios con múltiples telescopios cada uno comenzaron a utilizar sus platillos como interferómetros, combinando su luz para obtener una resolución mucho mayor. Además, se construyó una matriz interferométrica dedicada en Mt. Wilson en California. Al igual que en las matrices de radio, estas observaciones permiten a los astrónomos distinguir más detalles de los que podría proporcionar un solo telescopio.
| Línea base más larga (m) | Nombre del telescopio | Ubicación | Espejos | Status |
|---|---|---|---|---|
| 400 | Matriz CHARA (Centro para Astronomía de Alta Resolución Angular) | Mount Wilson (California) | Seis telescopios de 1 m | Operativo desde 2004 |
| 200 | Telescopio muy grande | Cerro Paranal | Cuatro telescopios de 8,2 m | Finalizado 2000 |
| 85 | Keck I y IITeLescopes | Mauna Kea | Dos telescopios de 10 m | Operado de 2001 a 2012 |
| 22.8 | Telescopio Binocular Grande | Mount Graham (AZ) | Dos telescopios de 8,4 m | Primera luz 2004 |
Astronomía por radar
El radar es la técnica de transmitir ondas de radio a un objeto en nuestro sistema solar y luego detectar la radiación de radio que el objeto refleja de nuevo. El tiempo requerido para el viaje de ida y vuelta se puede medir electrónicamente con gran precisión. Debido a que conocemos la velocidad a la que viajan las ondas de radio (la velocidad de la luz), podemos determinar la distancia al objeto o una característica particular en su superficie (como una montaña).
Las observaciones de radar se han utilizado para determinar las distancias a los planetas y qué tan rápido se mueven las cosas en el sistema solar (usando el efecto Doppler, discutido en el capítulo Radiación y Espectros). Las ondas de radar han jugado un papel importante en la navegación de naves espaciales por todo el sistema solar. Además, como se discutirá en capítulos posteriores, las observaciones por radar han determinado los períodos de rotación de Venus y Mercurio, han sondeado pequeños asteroides que se acercan a la Tierra, y nos han permitido investigar las montañas y valles en las superficies de Mercurio, Venus, Marte y las grandes lunas de Júpiter.
Cualquier antena parabólica puede ser utilizada como telescopio de radar si está equipada con un potente transmisor así como un receptor. La instalación más espectacular del mundo para la astronomía por radar es el telescopio de 1000 pies (305 metros) en Arecibo en Puerto Rico (Figura\(\PageIndex{6}\)). El telescopio de Arecibo es demasiado grande para ser apuntado directamente a diferentes partes del cielo. En cambio, está construida en un enorme “bowl” natural (más que un mero plato) formado por varias colinas, y está forrado con paneles metálicos reflectantes. Una capacidad limitada para rastrear fuentes astronómicas se logra moviendo el sistema receptor, que está suspendido en cables a 100 metros sobre la superficie del cuenco. Actualmente se está construyendo un telescopio radar aún más grande (500 metros). Es el Telescopio Esférico de Apertura de Quinientos Metros (FAST) en China y se espera que esté terminado en 2016.
Resumen
En la década de 1930, la radioastronomía fue pionera por Karl G. Jansky y Grote Reber. Un radiotelescopio es básicamente una antena de radio (a menudo un plato grande y curvo) conectada a un receptor. Se puede obtener una resolución significativamente mejorada con interferómetros, incluyendo matrices de interferómetros como el VLA de 27 elementos y el ALMA de 66 elementos. Al expandirse a interferómetros de línea base muy largos, los radioastrónomos pueden lograr resoluciones tan precisas como 0.0001 segundos de arco. La astronomía por radar implica transmitir así como recibir. El telescopio de radar más grande actualmente en operación es un cuenco de 305 metros en Arecibo.
Glosario
- interferencia
- proceso en el que las olas se mezclan de tal manera que sus crestas y canales pueden reforzarse alternativamente y cancelarse entre sí
- interferómetro
- instrumento que combina radiación electromagnética de uno o más telescopios para obtener una resolución equivalente a la que se obtendría con un solo telescopio con un diámetro igual a la línea base separando los telescopios individuales separados
- matriz de interferómetros
- combinación de múltiples antenas de radio para, en efecto, funcionar como un gran número de interferómetros de dos platos
- radar
- técnica de transmitir ondas de radio a un objeto y luego detectar la radiación que el objeto refleja de nuevo al transmisor; utilizada para medir la distancia y el movimiento de un objeto objetivo o para formar imágenes del mismo