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Curso de<br />
Radioastronomía<br />
Laurent Loinard<br />
8ª Escuela de Verano en Astrofísica<br />
Centro de Radioastronomía y Astrofísica<br />
Morelia, Michoacán<br />
17 – 28 de junio 2013
Plan del curso<br />
Presentación general – Definiciones<br />
• Ondas electromagnéticas<br />
• Parte radio del espectro electromagnético<br />
• Efectos de la atmósfera<br />
• Efectos de resolución<br />
• Antenas únicas y interferómetros<br />
• Interferometría
¿Qué es ver<br />
Vemos un objeto cuando las células de<br />
nuestros ojos reciben y detectan la<br />
radiación electromagnética que<br />
emite o refleja dicho objeto.<br />
Los astrónomos (ahora) vemos un astro<br />
cuando los detectores de nuestros<br />
telescopios reciben y detectan la<br />
radiación electromagnética que emite<br />
o refleja dicho astro.<br />
Antes<br />
Ahora
¿Qué es la radiación electromagnética<br />
Definición : la radiación electromagnética se compone de<br />
paquetes de energía sin masa, asociados a campos<br />
electromagnéticos oscilantes que se propagan a una<br />
velocidad constante, igual a la velocidad de la luz.<br />
Onda electromagnética<br />
Campo magnético<br />
Campo eléctrico<br />
Campo eléctrico<br />
Campo magnético
Caracterización de la radiación electromagnética<br />
Longitud de Onda : λ<br />
Max<br />
Longitud de onda<br />
Max<br />
Distancia entre dos<br />
máximos consecutivos<br />
Min<br />
Frecuencia : ν<br />
Número de picos que<br />
atraviesen esta superficie<br />
cada segundo<br />
No son independientes : λν = c y miden la energía de la radiación : Ε = hν
El espectro electromagnético<br />
Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma<br />
m<br />
Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos<br />
alfiler unicelulares atómicos<br />
Longitud de onda larga<br />
Frecuencia pequeña<br />
Baja energía<br />
Longitud de onda corta<br />
Frecuencia alta<br />
Alta energía
El espectro electromagnético<br />
Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma<br />
m<br />
Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos<br />
alfiler unicelulares atómicos<br />
Ondas de Radio :<br />
0.5 mm < λ < 500 m<br />
0.5 MHz < ν < 500 GHz<br />
6 décadas<br />
Parte visible del espectro :<br />
0.4 µm < λ < 0.7 µm<br />
430 THz < ν < 750 THz<br />
0.5 década
La radioastronomía<br />
Definición : la radioastronomía es aquella rama de la<br />
astronomía que se concentra en la detección, el<br />
análisis y el estudio de la radiación electromagnética<br />
de tipo radio que emiten o reflejan los astros.<br />
Lo que no es:
Las ondas de radio no son ondas de sonido<br />
Las ondas de radio son ondas electromagnéticas de la misma<br />
naturaleza que la luz visible, ultravioleta o infrarroja y que<br />
los rayos gamma o X. Se pueden propagar en un medio o en el<br />
vació.<br />
El sonido es una onda de presión moviéndose a través de un<br />
medio (aire, agua, etc.). Se genera, por ejemplo, cuando<br />
nuestras cuerdas vocales o las membranas de una bocina<br />
vibran y imparten dicha vibración al aire. La perturbación<br />
así generada se propaga hasta llegar a nuestros oídos. Allá,<br />
una membrana responde a la vibración y nuestro cerebro<br />
interpreta la señal recibida.<br />
Medio
No escuchas ondas de radio cuando escuchas tu radio<br />
Membrana<br />
de micrófono<br />
Onda de sonido digitalizada<br />
(5 Hz – 20 kHz)<br />
Modulación<br />
electrónica<br />
Onda radio de referencia<br />
A la frecuencia de transmisión<br />
(e.g., 1100 kHz)<br />
Señal<br />
modulada<br />
Onda radio de referencia modulada<br />
por el sonido digitalizado<br />
AM – Modulación de amplitud<br />
FM – Modulación de frecuencia
El espectro electromagnético<br />
Radio Infrarrojo Visible Ultravioleta Rayos X Rayos gamma<br />
m<br />
Edificios Humanos Abejas Cabezas de Organismos Moléculas Átomos Núcleos<br />
alfiler unicelulares atómicos
La atmósfera terrestre<br />
Solamente la parte visible-infrarroja y radio del espectro<br />
electromagnético se pueden observar desde la Tierra. Para<br />
todas las otras longitudes de onda, se tiene que usar satélites.
Resolución angular
Resolución angular<br />
Definición : Separación angular mínima entre dos objetos para que sean<br />
distinguibles para un instrumento dado.<br />
Calculo :<br />
θ ∼<br />
λ <br />
D<br />
D<br />
θ <br />
Aquí, θ es la resolución angular en radianes<br />
λ es la longitud de onda de la luz observada<br />
D es el tamaño del instrumento
Resolución angular
Resolución angular del ojo humano<br />
Diámetro típico de la pupila durante el día = 3 milímetros (durante el día)<br />
3 mm<br />
Longitud de onda típica de la luz visible = 0.5 micras<br />
θ ∼<br />
0.5 x 106 <br />
3 x 103 <br />
= 2 x 10 4 radianes = 1 minuto de arco
Resolución angular del ojo humano
Resolución angular<br />
¿Qué diámetro de telescopio necesitamos para obtener una resolución espacial de<br />
1 segundo de arco <br />
θ ∼<br />
λ <br />
D<br />
En el visible (λ = 0.5 µm)<br />
En el radio (λ = 5 cm)<br />
D = 13 cm<br />
D = 13 km !!!!!!
Concepto básico de interferometría<br />
¿Que pasa si tapamos la mitad de la apertura de un telescopio<br />
NADA!!!...<br />
No se necesita un telescopio entero: es suficiente tener elementos y conectarlos.<br />
Un observatorio que usa este principio se llama un interferómetro
Dos tipos de radiotelescopios<br />
Green Bank Telescope (WV)<br />
Very Large Array (NM)<br />
Tamaño<br />
Tamaño<br />
Antenas únicas (de un solo plato)<br />
Fáciles de implementar y utilizar<br />
Comparativamente bajo costo<br />
Baja resolución angular<br />
Interferómetros<br />
Más difíciles de implementar y utilizar<br />
Comparativamente alto costo<br />
Alta resolución angular<br />
Más versátiles
Variar la resolución espacial : arreglos reconfigurables<br />
Very Large Array<br />
(NM)
Interferometria de muy larga linea de base<br />
Tamaño = 8000 km
Resolución angular comparada<br />
Ojo D = 2 mm Green Bank D = 100 m Very Large Array D = 27 km Very Long Baseline Array<br />
D = 8000 km<br />
Resolución: 1 minuto de arco 2 minutos de arco 0.5 segundos de arco 1.5 milisegundos de arco<br />
A 0.5 µm<br />
A 5 cm<br />
1 peso a 35 m 1 peso a 17 m 1 peso a 4 km 1 peso a 1,500 km…
Problemas de sensitividad<br />
¿Que pasa si tapamos la mitad de la apertura de un telescopio<br />
casi<br />
NADA!!!...<br />
Pero sí pasa algo : la imagen pierde intensidad.<br />
Si tapamos una fracción grande de la apertura, solamente<br />
quedan las estrellas más brillantes.<br />
Problema de sensitividad …
Problemas de sensitividad<br />
VLA en configuración B<br />
equivalente a un telescopio de 9<br />
km de diámetro. Pero solamente<br />
tiene 27 antenas de 25 metros<br />
cada una …<br />
Fracción de superficie cubierta :<br />
0.02%<br />
Solamente se pueden ver objetos<br />
brillantes …
Caso extremo<br />
Diámetro equivalente 8,000 km Pero solamente 10 antenas de 25 m Fracción de superficie cubierta: 10 -10
Problemas de imagen<br />
¿Que pasa si tapamos la mitad de la apertura de un telescopio<br />
casi casi<br />
NADA!!!...<br />
Apertura TF Respuesta
Sintesis de apertura
Lo bueno, lo malo… y lo feo de la interferometria<br />
Apertura<br />
Respuesta<br />
TF<br />
TF
Es necesario procesar las imágenes (CLEAN)<br />
Modelo<br />
“Dirty” image<br />
“CLEAN” image
Conclusiones<br />
Definición : la radioastronomía es aquella rama de la<br />
astronomía que se concentra en la detección, el análisis y el<br />
estudio de la radiación electromagnética en el rango de<br />
radiofrecuencias (~500 kHz – 500 GHz) que emiten o reflejan<br />
los astros.<br />
Herramientas : antenas de un solo plato o interferómetros. Las<br />
antenas únicas son más faciles de implemetar y utilizar, pero<br />
comparativamente poca resolución. Los interferómetros<br />
pueden tener altísima resolución, pero tienen son más<br />
complicados de implementar y utilizar, su sensitividad es baja<br />
comparada con su resolución, y hacer imágenes fieles requiere<br />
un importante tratamiento de datos (CLEAN) …
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