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- Plato KRT-10 de Salyut-6 en un sello
- Plato japonés HALCA
- Plato Spektr-R ensamblado (izquierda)
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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. [1] [2] [3] Los radiotelescopios son el principal instrumento de observación utilizado en la radioastronomía , que estudia la porción de radiofrecuencia del espectro electromagnético emitida 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 del espectro de ondas de luz proveniente 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 equipos receptores extremadamente sensibles. Los radiotelescopios suelen ser grandes antenas parabólicas ("parabólicas") similares a las empleadas para rastrear y comunicarse con satélites y sondas espaciales. Pueden usarse individualmente o enlazarse electrónicamente en una matriz. Los observatorios de radio están ubicados preferentemente lejos de los principales centros de población para evitar interferencias electromagnéticas (EMI) de la radio, la televisión , el radar , los vehículos de motor y otros dispositivos electrónicos fabricados por el hombre.
Las ondas de radio procedentes 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 expresamente 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.
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 fuentes de estática que pudieran interferir con el servicio radiotelefónico . 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 sobre una plataforma giratoria que le permitía girar en cualquier dirección, lo que le valió el nombre de "tiovivo de Jansky". Tenía un diámetro de aproximadamente 30 m (100 pies) y medía 6 m (20 pies) de altura. Girando la antena se podía identificar la dirección de la fuente de radio perturbadora (estática) recibida. Un pequeño cobertizo al lado de la antena albergaba un sistema de grabación analógico con lápiz y papel. Después de registrar señales de todas direcciones durante varios meses, Jansky finalmente las clasificó en tres tipos de estática: tormentas cercanas, tormentas distantes y un silbido débil y constante por encima del ruido de un disparo , de origen desconocido. Jansky finalmente determinó que el "débil silbido" se repetía en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Este período es la duración de un día astronómico sidéreo , el tiempo que tarda cualquier objeto "fijo" ubicado en la esfera celeste en regresar al mismo lugar en el cielo. Así, Jansky sospechó que el silbido se originaba fuera del Sistema Solar , y comparando sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky concluyó que la radiación provenía de la Vía Láctea y era más fuerte en dirección al 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 radiotelescopio parabólico "parabólico", 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 pasó a 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 que construyeron grandes radiotelescopios. [4]
El rango de frecuencias en el espectro electromagnético que conforma el espectro radioeléctrico es muy amplio. Como consecuencia, los tipos de antenas que se utilizan como radiotelescopios varían ampliamente en diseño, tamaño y configuración. En longitudes de onda de 30 metros a 3 metros (10 a 100 MHz), generalmente son conjuntos de antenas direccionales similares a las "antenas de televisión" 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, las superficies "reflectoras" se pueden construir con una malla de alambre grueso , como alambre de gallinero . [5] [6] En longitudes de onda más cortas predominan las antenas parabólicas "parabólicas" . 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 obtener una resolución útil. Los radiotelescopios que funcionan en longitudes de onda de 3 metros a 30 cm (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 de entre 3 y 90 metros de diámetro. [ cita necesaria ]
El uso cada vez mayor de radiofrecuencias para la comunicación dificulta cada vez más las observaciones astronómicas (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 de Asignaciones de Frecuencias para la Radioastronomía y las Ciencias Espaciales.
Algunas de las bandas de frecuencia más notables utilizadas por los radiotelescopios incluyen:
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 . [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 puede moverse; La antena de alimentación está en una cabina suspendida sobre el plato mediante cables. El plato activo está compuesto por 4.450 paneles móviles controlados por un ordenador. 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 sólo ilumina un área circular de 300 metros 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 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 era uno de los pocos radiotelescopios del mundo que también era capaz de generar imágenes de radar activas (es decir, transmitidas). de objetos cercanos a la Tierra (ver: astronomía por radar ); la mayoría de los demás telescopios emplean detección pasiva, es decir, sólo 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 del paisaje; la antena se podía orientar dentro de un ángulo de aproximadamente 20° con respecto al cenit moviendo la antena de alimentación suspendida , lo que permitía utilizar una porción de 270 metros de diámetro del cenit. 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 radiorreflectores rectangulares, cada uno de los cuales puede apuntar hacia un receptor cónico central.
Los platos estacionarios anteriores no son completamente "orientables"; sólo pueden apuntar a puntos en un área del cielo cerca del cenit y no pueden recibir de fuentes cercanas al horizonte. El radiotelescopio parabólico 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. [11] El tercer radiotelescopio totalmente orientable más grande es el Telescopio Lovell de 76 metros en el Observatorio Jodrell Bank en Cheshire , Inglaterra, terminado en 1957. Los cuartos radiotelescopios totalmente orientables más grandes son seis antenas parabólicas de 70 metros: tres RT- rusos. 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 un solo plato totalmente orientable más grande del mundo cuando esté terminado en 2023.
Un radiotelescopio más típico tiene una única antena de unos 25 metros de diámetro. En radioobservatorios de todo el mundo funcionan decenas de radiotelescopios de aproximadamente este tamaño.
Desde 1965, los humanos han lanzado tres radiotelescopios espaciales. El primero, el 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 .
Uno de los avances 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, con el fin de lograr una mayor resolución. Los radiointerferómetros astronómicos suelen consistir en conjuntos de antenas parabólicas (p. ej., el Telescopio de una milla ), conjuntos de antenas unidimensionales (p. ej., el Telescopio de síntesis del Observatorio Molonglo ) o conjuntos bidimensionales de dipolos omnidireccionales (p. ej., el Pulsar de Tony Hewish). matriz ). Todos los telescopios del conjunto están muy separados y normalmente están conectados mediante cable coaxial , guía de ondas , fibra óptica u otro tipo de línea de transmisión . Los recientes avances en la estabilidad de los osciladores electrónicos también permiten ahora realizar interferometría mediante el registro independiente de las señales en las distintas antenas y luego correlacionando los registros en alguna instalación central de procesamiento. 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 mediante 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 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 de 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. [12] El grupo de Martin Ryle en Cambridge obtuvo el Premio Nobel por interferometría y síntesis de apertura. [13] El interferómetro de espejo de Lloyd también fue desarrollado de forma independiente 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 radioeléctrico para producir los famosos estudios de fuentes de radio de 2C y 3C . Un ejemplo de un gran conjunto de radiotelescopios físicamente conectados es el radiotelescopio gigante de ondas métricas , situado en Pune , India . El conjunto más grande, el Low-Frequency Array (LOFAR), terminado 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 1,25 y 30 m de longitud de onda. . Los sistemas VLBI que utilizan procesamiento posterior a la observación se han construido con antenas situadas 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.
Está previsto que el telescopio físicamente conectado más grande del mundo, el Square Kilometer 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 quásares , los radiotelescopios pueden "obtener imágenes" de la mayoría de objetos astronómicos como galaxias , nebulosas e incluso emisiones de radio de planetas . [15] [16]
