Radio telescopio
.jpg)
Un radiotelescopio es una antena y un receptor de radio especializados que se utilizan para detectar ondas de radio de fuentes de radio astronómicas en el cielo. Los radiotelescopios son el principal instrumento de observación utilizado en la radioastronomía, que estudia la porción de radiofrecuencia del espectro electromagnético emitido por los objetos astronómicos, al igual que los telescopios ópticos son el principal instrumento de observación utilizado en la astronomía óptica tradicional, que estudia la porción de onda de luz del espectro. procedente de objetos astronómicos. A diferencia de los telescopios ópticos, los radiotelescopios se pueden utilizar tanto de día como de noche.
Dado que las fuentes de radio astronómicas, como planetas, estrellas, nebulosas y galaxias, están muy lejos, las ondas de radio que provienen de ellas son extremadamente débiles, por lo que los radiotelescopios requieren antenas muy grandes para recolectar suficiente energía de radio para estudiarlas, y extremadamente sensibles. equipo receptor. Los radiotelescopios suelen ser grandes antenas parabólicas (de plato) similares a las que se emplean en el seguimiento y la comunicación con satélites y sondas espaciales. Pueden usarse individualmente o enlazarse electrónicamente en una matriz. Los observatorios de radio se ubican preferentemente lejos de los principales centros de población para evitar la interferencia electromagnética (EMI) de la radio, la televisión, el radar, los vehículos motorizados y otros dispositivos electrónicos fabricados por el hombre.
Las ondas de radio del espacio fueron detectadas por primera vez por el ingeniero Karl Guthe Jansky en 1932 en Bell Telephone Laboratories en Holmdel, Nueva Jersey, utilizando una antena construida para estudiar el ruido del receptor de radio. El primer radiotelescopio especialmente diseñado fue un plato parabólico de 9 metros construido por el radioaficionado Grote Reber en su patio trasero en Wheaton, Illinois en 1937. El estudio del cielo que realizó a menudo se considera el comienzo del campo de la radioastronomía.
Primeros radiotelescopios
La primera antena de radio utilizada para identificar una fuente de radio astronómica fue construida por Karl Guthe Jansky, un ingeniero de Bell Telephone Laboratories, en 1932. A Jansky se le asignó la tarea de identificar las fuentes de estática que podrían interferir con el servicio de radioteléfono. La antena de Jansky era un conjunto de dipolos y reflectores diseñados para recibir señales de radio de onda corta a una frecuencia de 20,5 MHz (longitud de onda de unos 14,6 metros). Estaba montado en una plataforma giratoria que le permitía girar en cualquier dirección, lo que le valió el nombre de "carrusel de Jansky". Tenía un diámetro de aproximadamente 100 pies (30 m) y una altura de 20 pies (6 m). Girando la antena, la dirección de la fuente de radio de interferencia recibida (estática) podría identificarse. Un pequeño cobertizo al costado de la antena albergaba un sistema de grabación analógico de lápiz y papel. Después de registrar señales de todas las direcciones durante varios meses, Jansky finalmente las clasificó en tres tipos de estática: tormentas eléctricas cercanas, tormentas eléctricas distantes y un silbido débil y constante por encima del ruido de disparo, de origen desconocido. Jansky finalmente determinó que el "silbido débil" repetido en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Este período es la duración de un día sideral astronómico, el tiempo que tarda cualquier "fijo" objeto ubicado en la esfera celeste para volver a la misma ubicación en el cielo. Por lo tanto, Jansky sospechó que el silbido se originó fuera del Sistema Solar, y al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky concluyó que la radiación provenía de la Vía Láctea y era más fuerte en la dirección del centro de la galaxia, en el constelación de Sagitario.
Un radioaficionado, Grote Reber, fue uno de los pioneros de lo que se conoció como radioastronomía. Construyó el primer "disco" parabólico. radiotelescopio de 9 metros (30 pies) de diámetro, en su patio trasero en Wheaton, Illinois en 1937. Repitió el trabajo pionero de Jansky, identificando la Vía Láctea como la primera fuente de radio fuera del mundo, y continuó realizar el primer estudio del cielo en frecuencias de radio muy altas, descubriendo otras fuentes de radio. El rápido desarrollo del radar durante la Segunda Guerra Mundial creó tecnología que se aplicó a la radioastronomía después de la guerra, y la radioastronomía se convirtió en una rama de la astronomía, con universidades e institutos de investigación construyendo grandes radiotelescopios.
Tipos
El rango de frecuencias en el espectro electromagnético que compone el espectro de radio es muy grande. Como consecuencia, los tipos de antenas que se utilizan como radiotelescopios varían mucho en diseño, tamaño y configuración. En longitudes de onda de 30 a 3 metros (10 a 100 MHz), generalmente son conjuntos de antenas direccionales similares a las "antenas de TV" o grandes reflectores estacionarios con puntos focales móviles. Dado que las longitudes de onda que se observan con este tipo de antenas son tan largas, el "reflector" las superficies se pueden construir con una malla de alambre grueso, como la malla gallinera. En longitudes de onda más cortas, la parabólica "dish" Predominan las antenas. La resolución angular de una antena parabólica está determinada por la relación entre el diámetro del plato y la longitud de onda de las ondas de radio que se observan. Esto dicta el tamaño del plato que necesita un radiotelescopio para una resolución útil. Los radiotelescopios que operan en longitudes de onda de 3 metros a 30 cm (100 MHz a 1 GHz) suelen tener más de 100 metros de diámetro. Los telescopios que trabajan en longitudes de onda inferiores a 30 cm (por encima de 1 GHz) varían en tamaño de 3 a 90 metros de diámetro.
Frecuencias
El creciente uso de radiofrecuencias para la comunicación hace que las observaciones astronómicas sean cada vez más difíciles (ver Espectro abierto). Las negociaciones para defender la asignación de frecuencias para las partes del espectro más útiles para observar el universo se coordinan en el Comité Científico sobre Asignaciones de Frecuencias para Radioastronomía y Ciencias Espaciales.
Algunas de las bandas de frecuencia más notables utilizadas por los radiotelescopios incluyen:
- Cada frecuencia en la zona tranquila de radio nacional de los Estados Unidos
- Canal 37: 608 a 614 MHz
- La "línea Hidrogen", también conocida como la "línea 21 centímetros": 1.420.40575177 MHz, utilizado por muchos telescopios de radio, incluyendo The Big Ear en su descubrimiento de la Wow! señal de señal
- 1.406 MHz y 430 MHz
- El agujero de agua: 1.420 a 1.666 MHz
- El Observatorio de Arecibo cuenta con varios receptores que en conjunto cubren toda la gama 1-10 GHz.
- El Wilkinson Microwave Anisotropy Probe mapeó la radiación de fondo de microondas cósmica en 5 bandas de frecuencia diferentes, centrada en 23 GHz, 33 GHz, 41 GHz, 61 GHz y 94 GHz.
Platos grandes
El radiotelescopio de apertura llena (es decir, plato completo) más grande del mundo es el Telescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST) completado en 2016 por China. El plato de 500 metros de diámetro (1600 pies) con un área tan grande como 30 campos de fútbol está construido en una depresión kárstica natural en el paisaje de la provincia de Guizhou y no puede moverse; la antena de alimentación está en una cabina suspendida sobre el plato en los cables. El plato activo está compuesto por 4.450 paneles móviles controlados por una computadora. Cambiando la forma del plato y moviendo la cabina de alimentación sobre sus cables, el telescopio puede orientarse para apuntar a cualquier región del cielo hasta 40° desde el cenit. Aunque el plato tiene 500 metros de diámetro, la antena de alimentación solo ilumina un área circular de 300 metros en un momento dado, por lo que la apertura efectiva real es de 300 metros. La construcción se inició en 2007 y se completó en julio de 2016 y el telescopio entró en funcionamiento el 25 de septiembre de 2016.
El segundo telescopio de apertura llena más grande del mundo fue el radiotelescopio de Arecibo, ubicado en Arecibo, Puerto Rico, aunque sufrió un colapso catastrófico el 1 de diciembre de 2020. Arecibo fue uno de los pocos radiotelescopios del mundo. también capaz de generar imágenes de radar activas (es decir, transmitir) de objetos cercanos a la Tierra (ver: astronomía por radar); la mayoría de los otros telescopios emplean detección pasiva, es decir, solo recepción. Arecibo fue otro telescopio de plato estacionario como FAST. El plato de Arecibo de 305 m (1,001 pies) se construyó en una depresión natural en el paisaje, la antena se podía orientar dentro de un ángulo de aproximadamente 20 ° del cenit moviendo la antena de alimentación suspendida, dando uso de un 270 metros porción de diámetro del plato para cualquier observación individual.
El radiotelescopio individual más grande de cualquier tipo es el RATAN-600 ubicado cerca de Nizhny Arkhyz, Rusia, que consta de un círculo de 576 metros de reflectores de radio rectangulares, cada uno de los cuales puede apuntar hacia un receptor cónico central.
Los platos estacionarios anteriores no son totalmente "orientables"; solo pueden apuntar a puntos en un área del cielo cerca del cenit y no pueden recibir de fuentes cercanas al horizonte. El radiotelescopio de plato totalmente orientable más grande es el Telescopio Green Bank de 100 metros en Virginia Occidental, Estados Unidos, construido en 2000. El radiotelescopio totalmente orientable más grande de Europa es el Radiotelescopio Effelsberg de 100 m cerca de Bonn, Alemania, operado por Max Instituto Planck de Radioastronomía, que también fue el telescopio totalmente orientable más grande del mundo durante 30 años hasta que se construyó la antena de Green Bank. El tercer radiotelescopio completamente orientable más grande es el Telescopio Lovell de 76 metros en el Observatorio Jodrell Bank en Cheshire, Inglaterra, terminado en 1957. Los cuartos radiotelescopios completamente orientables más grandes son seis platos de 70 metros: tres rusos RT-70 y tres en la Red de Espacio Profundo de la NASA. Se espera que el radiotelescopio Qitai planificado, con un diámetro de 110 m (360 pies), se convierta en el radiotelescopio de plato único totalmente orientable más grande del mundo cuando se complete en 2023.
Un radiotelescopio más típico tiene una sola antena de unos 25 metros de diámetro. Docenas de radiotelescopios de aproximadamente este tamaño funcionan en radioobservatorios de todo el mundo.
Galería de grandes platos
El Telescopio Esférico Aperture (FAST) de 500 metros, en construcción, China (2016)
El Telescopio de Cisjordania de 100 metros, Green Bank, West Virginia, EE.UU., el mayor radiotelescopio totalmente esteerable (2002)
El 100 metros Effelsberg, en Bad Münstereifel, Alemania (1971)
The 76 meters Lovell, Jodrell Bank Observatory, England (1957)
La antena DSS 14 "Marte" de 70 metros en Goldstone Deep Space Communications Complex, Mojave Desert, California, EE.UU. (1958)
Los 70 metros Yevpatoria RT-70, Crimea, primero de tres RT-70 en la antigua Unión Soviética, (1978)
El 70 metros Galenki RT-70, Galenki, Rusia, segundo de tres RT-70 en la antigua Unión Soviética (1984)
.jpg)
_%D0%92%D0%A6%D0%94%D0%9A%D0%A1_-_panoramio_(2).jpg)
Radiotelescopios en el espacio
Desde 1965, los humanos han lanzado tres radiotelescopios basados en el espacio. El primero, KRT-10, se adjuntó a la estación espacial orbital Salyut 6 en 1979. En 1997, Japón envió el segundo, HALCA. El último fue enviado por Rusia en 2011 llamado Spektr-R.
KRT-10 plato de un Salyut-6 en un sello
Japonés HALCA plato
Assembled Spektr-R plato (izquierda)
Radiointerferometría
Uno de los desarrollos más notables se produjo en 1946 con la introducción de la técnica llamada interferometría astronómica, que consiste en combinar las señales de múltiples antenas para que simulen una antena más grande, a fin de lograr una mayor resolución. Los interferómetros de radio astronómicos generalmente consisten en conjuntos de platos parabólicos (por ejemplo, el Telescopio de una milla), conjuntos de antenas unidimensionales (por ejemplo, el Telescopio de Síntesis del Observatorio Molonglo) o conjuntos bidimensionales de dipolos omnidireccionales (por ejemplo, Tony Hewish&# 39; s Pulsar Array). Todos los telescopios del conjunto están muy separados y normalmente se conectan mediante cable coaxial, guía de ondas, fibra óptica u otro tipo de línea de transmisión. Los avances recientes en la estabilidad de los osciladores electrónicos ahora también permiten que la interferometría se lleve a cabo mediante el registro independiente de las señales en las diversas antenas y, luego, la correlación de los registros en alguna instalación de procesamiento central. Este proceso se conoce como interferometría de línea de base muy larga (VLBI). La interferometría aumenta la señal total recopilada, pero su objetivo principal es aumentar enormemente la resolución a través de un proceso llamado síntesis de apertura. Esta técnica funciona superponiendo (interfiriendo) las ondas de señal de los diferentes telescopios bajo el principio de que las ondas que coinciden con la misma fase se sumarán entre sí, mientras que dos ondas que tengan fases opuestas se anularán entre sí. Esto crea un telescopio combinado que es equivalente en resolución (aunque no en sensibilidad) a una sola antena cuyo diámetro es igual al espaciado de las antenas más alejadas del conjunto.
Una imagen de alta calidad requiere una gran cantidad de separaciones diferentes entre telescopios. La separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera, vista desde la fuente de radio, se denomina línea base. Por ejemplo, el Very Large Array (VLA) cerca de Socorro, Nuevo México, tiene 27 telescopios con 351 líneas de base independientes a la vez, lo que logra una resolución de 0,2 segundos de arco en longitudes de onda de 3 cm. El grupo de Martin Ryle en Cambridge obtuvo un Premio Nobel por interferometría y síntesis de apertura. El interferómetro de espejo de Lloyd's también fue desarrollado de forma independiente en 1946 por el grupo de Joseph Pawsey en la Universidad de Sydney. A principios de la década de 1950, el interferómetro de Cambridge cartografió el cielo de radio para producir los famosos estudios de fuentes de radio de 2C y 3C. Un ejemplo de un gran conjunto de radiotelescopios conectados físicamente es el Radiotelescopio gigante de ondas métricas, ubicado en Pune, India. El conjunto más grande, Low-Frequency Array (LOFAR), terminado en 2012, está ubicado en Europa occidental y consta de unas 81 000 antenas pequeñas en 48 estaciones distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro y opera entre 1,25 y 30 m de longitud de onda.. Los sistemas VLBI que utilizan procesamiento posterior a la observación se han construido con antenas a miles de kilómetros de distancia. También se han utilizado radiointerferómetros para obtener imágenes detalladas de las anisotropías y la polarización del Fondo Cósmico de Microondas, como el interferómetro CBI en 2004.
Se prevé que el telescopio conectado físicamente más grande del mundo, el Square Kilometer Array (SKA), comience a operar en 2025.
Observaciones astronómicas
Muchos objetos astronómicos no solo son observables en luz visible, sino que también emiten radiación en longitudes de onda de radio. Además de observar objetos energéticos como púlsares y cuásares, los radiotelescopios son capaces de "imágenes" la mayoría de los objetos astronómicos, como galaxias, nebulosas e incluso emisiones de radio de los planetas.
Contenido relacionado
Hipótesis de la censura cósmica
Ara (constelación)
Cometa Shoemaker–Levy 9