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- Plato KRT-10 de una Salyut-6 en un sello
- Plato japonés HALCA
- Antena Spektr-R ensamblada (izquierda)
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Un radiotelescopio es una antena especializada y un receptor de radio que se utiliza para detectar ondas de radio de fuentes de radio astronómicas en el cielo. [1] [2] [3] Los radiotelescopios son el principal instrumento de observación utilizado en la radioastronomía , que estudia la porción de radiofrecuencia del espectro electromagnético emitido por 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 que proviene 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 los planetas , las estrellas , las nebulosas y las 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 un equipo de recepción extremadamente sensible. Los radiotelescopios suelen ser grandes antenas parabólicas ("de plato") similares a las que se emplean para rastrear y comunicarse con satélites y sondas espaciales. Se pueden utilizar individualmente o conectadas electrónicamente en un conjunto. Los radioobservatorios 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 de motor 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 los Laboratorios Bell Telephone en Holmdel, Nueva Jersey, utilizando una antena construida para estudiar el ruido de los receptores de radio. El primer radiotelescopio construido específicamente para ese fin fue una antena parabólica de 9 metros construida por el radioaficionado Grote Reber en su patio trasero en Wheaton, Illinois, en 1937. El estudio del cielo que realizó se considera a menudo el comienzo del campo de la radioastronomía.
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. Jansky recibió la tarea de identificar fuentes de estática que pudieran interferir con el servicio de radiotelefonía . 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 montada sobre un plato giratorio que le permitía girar en cualquier dirección, lo que le valió el nombre de "el tiovivo de Jansky". Tenía un diámetro de aproximadamente 100 pies (30 m) y una altura de 20 pies (6 m). Al girar la antena, se podía localizar con precisión la dirección de la fuente de radio interferente recibida (estática). Un pequeño cobertizo al costado de la antena albergaba un sistema de grabación analógico con 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" se repetía en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Este período es la duración de un día sideral astronómico , el tiempo que tarda cualquier objeto "fijo" ubicado en la esfera celeste en 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 la constelación de Sagitario .
Grote Reber , un radioaficionado , fue uno de los pioneros de lo que se conocería como radioastronomía . En 1937, construyó el primer radiotelescopio de "plato" parabólico, de 9 metros de diámetro, en su patio trasero en Wheaton, Illinois. Repitió el trabajo pionero de Jansky, identificando la Vía Láctea como la primera fuente de radio extraterrestre, y realizó el primer estudio del cielo a frecuencias de radio muy altas , descubriendo otras fuentes de radio. El rápido desarrollo del radar durante la Segunda Guerra Mundial creó una tecnología que se aplicó a la radioastronomía después de la guerra, y la radioastronomía se convirtió en una rama de la astronomía, y las universidades e institutos de investigación construyeron grandes radiotelescopios. [4]
El espectro electromagnético que compone el espectro radioeléctrico es muy amplio, por lo que los tipos de antenas que se utilizan como radiotelescopios varían mucho en cuanto a diseño, tamaño y configuración. En longitudes de onda de 30 a 3 metros (10–100 MHz), suelen ser conjuntos de antenas direccionales similares a las "antenas de televisión" o grandes reflectores fijos con puntos focales móviles. Como las longitudes de onda que se observan con estos tipos de antenas son tan largas, las superficies del "reflector" se pueden construir con malla de alambre grueso, como la malla de alambre para gallinero . [5] [6] En longitudes de onda más cortas predominan las antenas parabólicas de "plato" . La resolución angular de una antena de plato está determinada por la relación entre el diámetro del plato y la longitud de onda de las ondas de radio que se observan. Esto determina el tamaño del plato que necesita un radiotelescopio para obtener una resolución útil. Los radiotelescopios que funcionan en longitudes de onda de 3 a 30 metros (100 MHz a 1 GHz) suelen tener un diámetro de más de 100 metros. Los telescopios que trabajan en longitudes de onda inferiores a 30 cm (por encima de 1 GHz) tienen un tamaño que va desde los 3 a los 90 metros de diámetro. [ cita requerida ]
El uso cada vez mayor de frecuencias de radio para las comunicaciones dificulta cada vez más las observaciones astronómicas (véase Espectro abierto ). Las negociaciones para defender la asignación de frecuencias a las partes del espectro más útiles para la observación del universo se coordinan en el Comité Científico de Asignación de Frecuencias para Radioastronomía y Ciencias Espaciales.
Algunas de las bandas de frecuencia más notables utilizadas por los radiotelescopios incluyen:
El radiotelescopio de apertura completa (es decir, plato completo) más grande del mundo es el Telescopio Esférico de Apertura de Quinientos Metros (FAST) completado en 2016 por China . [8] 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 se puede mover; la antena de alimentación está en una cabina suspendida sobre el plato en cables. El plato activo está compuesto por 4450 paneles móviles controlados por una computadora. Al cambiar la forma del plato y mover la cabina de alimentación en sus cables, el telescopio se puede dirigir para apuntar a cualquier región del cielo hasta 40° desde el cenit. Aunque el plato tiene 500 metros de diámetro, solo un área circular de 300 metros en el plato está iluminada por la antena de alimentación en un momento dado, por lo que la apertura efectiva real es de 300 metros. La construcción comenzó en 2007 y se completó en julio de 2016 [9] y el telescopio entró en funcionamiento el 25 de septiembre de 2016. [10]
El segundo telescopio de apertura completa 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 era uno de los pocos radiotelescopios del mundo también capaz de obtener imágenes de radar activas (es decir, transmitir) de objetos cercanos a la Tierra (ver: astronomía de radar ); la mayoría de los demás telescopios emplean detección pasiva, es decir, solo recepción. Arecibo era otro telescopio de plato estacionario como FAST. El plato de 305 m (1001 pies) de Arecibo 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 , lo que permitía utilizar una porción de 270 metros 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 consiste en un círculo de 576 metros de reflectores de radio rectangulares, cada uno de los cuales puede apuntar hacia un receptor cónico central.
Las antenas parabólicas estacionarias mencionadas anteriormente no son completamente "orientables"; sólo pueden apuntarse 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 Green Bank Telescope de 100 metros en West Virginia , Estados Unidos, construido en 2000. El radiotelescopio totalmente orientable más grande de Europa es el Effelsberg 100-m Radio Telescope cerca de Bonn , Alemania, operado por el Instituto Max Planck de Radioastronomía , que también fue el telescopio totalmente orientable más grande del mundo durante 30 años hasta que se construyó la antena Green Bank. [11] El tercer radiotelescopio totalmente orientable más grande es el Lovell Telescope de 76 metros en el Jodrell Bank Observatory en Cheshire , Inglaterra, terminado en 1957. Los cuartos radiotelescopios totalmente orientables más grandes son seis antenas parabólicas de 70 metros: tres RT-70 rusos y tres en la Red de Espacio Profundo de la NASA . Se espera que el radiotelescopio Qitai , 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 2028.
Un radiotelescopio típico tiene una única antena de unos 25 metros de diámetro. En observatorios de radio de todo el mundo se utilizan decenas de radiotelescopios de este tamaño.
Desde 1965, los seres humanos han lanzado tres radiotelescopios espaciales. El primero, KRT-10, se instaló en 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 .
Uno de los desarrollos más notables llegó en 1946 con la introducción de la técnica llamada interferometría astronómica , que significa combinar las señales de múltiples antenas para que simulen una antena más grande, con el fin de lograr una mayor resolución. Los radiointerferómetros astronómicos generalmente consisten en conjuntos de platos parabólicos (por ejemplo, el One-Mile Telescope ), conjuntos de antenas unidimensionales (por ejemplo, el Molonglo Observatory Synthesis Telescope ) o conjuntos bidimensionales de dipolos omnidireccionales (por ejemplo, el Pulsar Array de Tony Hewish ). Todos los telescopios del conjunto están ampliamente separados y generalmente están conectados 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 también permiten ahora que la interferometría se lleve a cabo mediante el registro independiente de las señales en las diversas antenas y luego correlacionando las grabaciones 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 recogida, 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 según el principio de que las ondas que coinciden con la misma fase se sumarán entre sí, mientras que dos ondas que tienen fases opuestas se cancelarán 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 espaciamiento de las antenas más alejadas en el conjunto.
Una imagen de alta calidad requiere un gran número de separaciones diferentes entre telescopios. La separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera, como se ve desde la fuente de radio, se llama línea base. Por ejemplo, el Very Large Array (VLA) cerca de Socorro, Nuevo México tiene 27 telescopios con 351 líneas base independientes a la vez, lo que logra una resolución de 0,2 segundos de arco en longitudes de onda de 3 cm. [12] El grupo de Martin Ryle en Cambridge obtuvo un Premio Nobel de interferometría y síntesis de apertura. [13] El interferómetro de espejo de Lloyd también fue desarrollado independientemente en 1946 por el grupo de Joseph Pawsey en la Universidad de Sydney . [14] A principios de la década de 1950, el interferómetro de Cambridge cartografió el cielo de radio para producir los famosos estudios 2C y 3C de fuentes de radio. Un ejemplo de un gran conjunto de radiotelescopios conectados físicamente es el Giant Metrewave Radio Telescope , ubicado en Pune , India . El conjunto más grande, el Low-Frequency Array (LOFAR), finalizado en 2012, está situado en Europa occidental y consta de unas 81.000 pequeñas antenas en 48 estaciones distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro y opera entre longitudes de onda de 1,25 y 30 m. Se han construido sistemas VLBI que utilizan procesamiento posterior a la observación con antenas separadas miles de kilómetros. 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.
Está previsto que el telescopio conectado físicamente más grande del mundo, el Square Kilometre Array (SKA), comience a funcionar en 2025.
Muchos objetos astronómicos no sólo 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 pueden "tomar imágenes" de la mayoría de los objetos astronómicos, como galaxias , nebulosas e incluso emisiones de radio de planetas . [15] [16]
