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CAPÍTULO 2. RADIOASTRONOMÍA 2.2. INTERFEROMETRÍA El radiotelescopio de 25 m de Onsala es principalmente utilizado como un elemento de un arreglo de antenas con líneas de base muy largas (VLBI). También ha sido usado para hacer sondeos de la emisión maser del metanol de la Galaxia. Cuadro 2.1 Detalles técnicos del radiotelescopio de Onsala Diámetro Rango de frecuencia Tsys Resolución espectral Nivel del ruido Tipo del receptor Espectrómetro Resolución angular Ancho de Banda Pointing 25.6 m 4.5 - 5.3 GHz 80 K 10 arcmin 0.0035 K Amplificador FET ASC 0.03, ..., 4.8 kHz 0.05, ..., 6.4, 12.8 MH 10 - 20 arsec 2.2. Interferometría La resolución del radiotelescopio está dada por: θ ≃ λ/D, (2.11) donde θ tiene unidades de radianes, λ es la longitud de onda de la radiación que se observa y D es el diámetro del radiotelescopio. De la ecuación 2.11, se puede ver que conforme el diámetro del radio telescopio aumenta, la resolución angular es mayor, lo cual permite tener imágenes más precisas de los objectos que se observen. Para obtener una muy alta resolución, sería en principio necesario construir antenas muy grandes. Una alternativa es construir un intereferómetro. Si se correlacionan las señales de varios radio telescopios que estan separados por una cierta distancia, se forma un arreglo, al cual se le llama interferómetro. El arreglo más sencillo es un interferómetro de dos elementos (ver Figura 2.6), En este tipo de arreglo, el límite de la resolución se define como : θ = λ/B, (2.12) donde B, es la máxima distancia entre antenas. Así, interferómetros permiten obtener alta resolución angular sin necesidad de construir antenas grandes. 18
CAPÍTULO 2. RADIOASTRONOMÍA 2.2. INTERFEROMETRÍA B . s s B Amplificador V 1 Multiplicador de Voltaje V 2 Amplificador Integrador Correlador Visibilidad Figura 2.6 Componentes básicos de un interferómetro de dos elementos. 2.2.1. Función de Coherencia mutua Cuando dos ondas de radio de una fuente puntual llegan a las antenas simultáneamente, pueden interferir constructiva o destructivamente. El hecho de que uno u otro caso ocurra depende de la posición relativa de las antenas y la fuente. Entonces, cuando se observa una fuente que se va moviendo en el cielo, las dos señales se reforzarán y cancelarán alternativamente, formando así un patrón de franjas brillantes y oscuras, al cual se le llama patrón de interferencia. Cuando las ondas de radio de una fuente forman este patrón de interferencia, entonces se dice que los haces de radiación son coherentes. En el caso de que los haces fueran emitidos aleatoriamente, no se produciría tal patrón, en este caso, se dice que los haces de radiación son incoherentes. También hay casos donde se tiene una coherencia parcial. Una medida de la coherencia se puede obtener a partir de la función de coherencia mutua, la cual describe la correlación del campo de radiación en dos puntos dados. Esta función puede ser medida en un interferómetro de dos elementos. Tiene unidades de potencia y está definida como : Γ(P 1 , P 2 , τ) = ∫ 1 T lim T →∞ U(P 1 , t)U ∗ (P 2 , t + τ)dt 2T −T (2.13) = 〈U(P 1 , t)U ∗ (P 2 , t + τ)〉 donde P 1 y P 2 son dos puntos por donde pasa el haz, U(P 1 , t 1 ) y U(P 2 , t 2 ) son los voltajes correspondientes y τ es el tiempo que tarda la luz en llegar de un punto a otro. Para el caso en que P 1 = P 2 = P y que el retraso temporal es cero, I(P ) = Γ(P, P, 0) = 〈U(P, t)U ∗ (P, t)〉 (2.14) 19
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Bibliografía [1] Anglada, G., & Es
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BIBLIOGRAFÍA BIBLIOGRAFÍA [86] Le
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BIBLIOGRAFÍA BIBLIOGRAFÍA [132] T
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