Radiotelescopios e interferometría
Los radiotelescopios y la interferometría detectan y combinan la emisión de longitud de onda de radio del cosmos, utilizando grandes antenas y conjuntos para alcanzar sensibilidades y resoluciones angulares mucho más allá de las de una sola antena.
Definition
La instrumentación de radioastronomía comprende las antenas, los receptores y los sistemas de combinación de señales utilizados para observar la radiación electromagnética de aproximadamente un centímetro a decenas de metros de longitud de onda, incluidos los interferómetros que sintetizan el poder de resolución de una apertura mucho mayor.
Scope
Esta área cubre las antenas y reflectores que recogen las ondas de radio, los receptores de bajo ruido que amplifican y detectan señales débiles, los principios de la síntesis de apertura mediante los cuales los conjuntos de antenas forman imágenes de alta resolución, y la interferometría de muy larga base que enlaza antenas a través de continentes para lograr las imágenes más nítidas en astronomía.
Sub-topics
Core questions
- ¿Cómo se recogen y amplifican las señales de radio débiles por encima del ruido del receptor?
- ¿Cómo mejora la combinación de señales de antenas separadas la resolución angular?
- ¿Qué es la síntesis de apertura y cómo forma una imagen?
- ¿Cómo pueden las antenas de todo el mundo actuar como un solo telescopio?
Key theories
- Interferometría y el teorema de van Cittert-Zernike
- La correlación de las señales de un par de antenas mide un componente de Fourier del brillo del cielo, por lo que un conjunto que muestrea muchas líneas de base puede reconstruir una imagen, una relación formalizada por el teorema de van Cittert-Zernike.
- Síntesis de apertura
- Al utilizar la rotación de la Tierra y muchos pares de antenas para rellenar el plano de frecuencia espacial, un conjunto sintetiza la resolución de una apertura tan grande como su línea de base más larga.
- Temperatura del sistema y sensibilidad
- La sensibilidad de radio se rige por la temperatura del sistema, el ancho de banda y el tiempo de integración, lo que motiva el uso de receptores de bajo ruido enfriados y grandes áreas de recolección.
Clinical relevance
La instrumentación de radio abrió una ventana a los púlsares, el fondo cósmico de microondas, los máseres, los núcleos galácticos activos y el gas frío de las galaxias; los conjuntos interferométricos ahora ofrecen imágenes de miliarcosegundos que resuelven los entornos de los agujeros negros.
History
Jansky detectó la emisión de radio cósmica en 1932 y Reber construyó la primera antena dedicada, pero el campo fue transformado por el desarrollo de la síntesis de apertura de Ryle en las décadas de 1950 y 1960. Conjuntos como el Very Large Array, ALMA y las redes globales de muy larga base dominan ahora, siendo estas últimas las que produjeron las primeras imágenes de sombras de agujeros negros.
Key figures
- Karl Jansky
- Grote Reber
- Martin Ryle
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Seminal works
- thompson2017
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- burke2019
Frequently asked questions
- ¿Por qué los radiotelescopios son mucho más grandes que los telescopios ópticos?
- La resolución angular depende del tamaño de la apertura medido en longitudes de onda, y las ondas de radio son mucho más largas que las ondas de luz, por lo que una antena de radio debe ser enorme para igualar incluso un telescopio óptico modesto. La interferometría elude esto combinando muchas antenas separadas para que actúen como una vasta apertura.
- ¿Cómo crea un interferómetro una imagen sin un solo espejo grande?
- Cada par de antenas mide un componente de frecuencia espacial del cielo. Al utilizar muchos pares de antenas y permitir que la rotación de la Tierra barra las líneas de base, el conjunto muestrea suficientes componentes para que una transformada de Fourier reconstruya la imagen, una técnica llamada síntesis de apertura.