RADIOTELESCOPIO

RADIOTELESCOPIO

En el año 1937, el ingeniero estadounidense Grote Reber construyó el primer radiotelescopio, con una antena de 9 metros, en el patio de su casa.

Así se dio comienzo a la “Radioastronomía”, que es la observación del cielo por medio de radiotelescopios.

El tamaño típico de una antena de radiotelescopio es de 25 metros. Actualmente hay docenas de radiotelescopios de estas dimensiones funcionando en observatorios de todo el mundo.

A principios de los años 1950's se empezó a utilizar una técnica denominada “interferometría”. Esta se basa en el principio físico de que si se cruzan dos ondas de luz que coinciden en fase, la onda resultante se amplifica. En cambio, si las ondas se encuentran en oposición de fase, ambas ondas se cancelan.

Esta combinación de la luz proveniente de diferentes telescopios o antenas de radio se utiliza para obtener imágenes de mayor resolución. En esos años, con el Interferómetro Cambridge, que tenía una milla de distancia entre sus dos antenas, se realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio.

El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (en Rusia) con una antena circular de 576 metros de diámetro.

El radiotelescopio más grande de Europa está en Alemania.  Tiene una antena de 100 metros de diámetro.

En el año 2000 se inauguró el Telescopio Green Bank.

El radiotelescopio Big Ear (la Gran Oreja) fue el más grande de los EEUU en los años 1950's.

Estaba en los terrenos de la Universidad Estatal de Ohio.

Dejó de funcionar en el año 1997 y, en ese lugar se encuentra ahora un campo de golf y unas 400 casas pertenecientes a los antiguos investigadores del proyecto.

En el año 1963, en el norte de la isla Arecibo (Puerto Rico), cerca del Ecuador a fin de poder observar todos los planetas del Sistema Solar, se construyó el observatorio astronómico denominado “National Astronomy and Ionosphere Center (NAIC)”, el cual está administrado por la Universidad de Cornell y que alberga el mayor telescopio construido hasta esa fecha.

El telescopio de A recibo tiene una antena principal esférica, de 305 metros de diámetro, construida dentro de una depresión.

Es la antena convergente más grande y curvada del mundo, lo que permite la recepción de ondas electromagnéticas mucho más débiles, mejor que en cualquier otro telescopio.

La antena es fija, pero el receptor situado sobre una plataforma de 900 toneladas y suspendido en el aire, a 150 metros, por 18 cables sujetados por tres torres de hormigón armado, se halla en el punto focal de la antena, de modo que intercepta todas las señales reflejadas desde las diferentes direcciones por la superficie esférica.

En el año 2007, el mayor conjunto de radiotelescopios existente era el GMRT(Giant Meterwave Radio Telescope) situado en la India.

Muchos objetos celestes, como los púlsares, las galaxias y los quásares emiten radiaciones de radiofrecuencia y son visibles en la región de radio del espectro electromagnético.

Examinando la frecuencia y la potencia de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo con más eficacia y precisión que con las imágenes proporcionadas por las ondas de luz.

Los radiotelescopios, en vez de recibir ondas de luz, utilizan grandes antenas parabólicas para captar las ondas de radio procedentes del espacio estelar.

Los observatorios que cuentan con los más potentes radiotelescopios son: Jodrell Bank (USA), RATOM-600 (Rusia), Effelsberg (Alemania), Big Ear (USA), Arecibo (Puerto Rico), VLA (USA), GMRT (India). Todavía en construcción, el mayor de todos, el LOFAR (Holanda).

En un radiotelescopio la estructura más voluminosa y visible es su antena, (o colector).

 Funcional mente hay poca diferencia, por no decir ninguna, entre un radiotelescopio y un telescopio óptico.  En ambos se trata de recoger la energía emitida por una fuente cósmica, que llega generalmente muy debilitada debido a la distancia, y transformarla en una señal significativa para poder ser analizada, interpretada, etc. 

Aunque una estrella, por ejemplo, emita una cantidad ingente de radiación, (da igual que la consideremos en el rango del visible o de las ondas de radio), el flujo de energía se distribuye sobre la superficie de una esfera cuyo radio es la distancia que nos separa de ella.   De manera que la porción de radiación que somos capaces de captar es una minúscula parte de la superficie de dicha esfera y además estará afectada por la distancia, siendo inversamente proporcional al cuadrado de la misma.  Esta es la razón de que se necesiten telescopios y, a ser posible, cuanto mayor sea el área colectora, mejor.  Si un telescopio óptico tiene un objetivo con un área 100 veces mayor que la de la pupila de nuestros ojos, estará recogiendo 100 veces más de radiación.

La antena de un radiotelescopio es equivalente al espejo de un telescopio óptico reflector, (o a la lente de uno refractor).  La radiación que llega a la misma es reflejada a un punto, el foco, donde se sitúa el receptor, (en el caso del óptico, allí estará el ocular).  En ambos casos la forma de dicha superficie colectora deberá ser tal que permita concentrar la luz recibida en el foco.  Es decir, debe tener la curvatura adecuada para ello.  Esta curvatura se ajusta normalmente a una parábola.  A partir de dicho foco, la señal recibida será tratada para convertirla en una imagen o señal significativa.

Como se decía al principio, lo primero que llama la atención de un radiotelescopio es el tamaño de la antena o área colectora.  Esto no sólo está motivado por la deseable conveniencia de recoger una mayor cantidad de radiación, sino además por la necesidad de mantener la resolución de las fuentes en unos parámetros aceptables.  La resolución de un telescopio es la capacidad que este tiene para separar dos objetos en una imagen, esto es, la distancia angular que debe haber entre dos estrellas próximas, por ejemplo, para que puedan distinguirse por separado.  

En el caso de un telescopio óptico, la resolución es un parámetro más importante que los aumentos que éste pueda proporcionar, (definidos por el cociente de las respectivas distancias focales objetivo / ocular, y limitados por la capacidad de resolución).  Esto es aplicable a cualquier telescopio, sea del tipo que sea.

La resolución de un telescopio tiene un límite determinado por el efecto de la difracción, que puede calcularse empíricamente por el criterio de Rayleigh y que se ajusta a la siguiente fórmula: siendo θ el ángulo que define la resolución, sin θ ≈ 1.22 λ / D, (donde λ=longitud de onda y D=diámetro del colector).  Esto es, cuanto más pequeña sea la relación λ / D, menor será el ángulo θ y por tanto mayor resolución tendrá el telescopio. (1)

Esto es aplicable también para un radiotelescopio, por supuesto.  Dado que las longitudes de onda de radio son varios órdenes de magnitud mayores que las de la luz visible, queda claro que el diámetro de la antena debe ser necesariamente mucho mayor que en el caso de los ópticos y, aun así, nunca se llegará a tener la resolución de estos.

Otro criterio a tener presente es la perfección (precisión) de la superficie de la antena.  Tanto en los ópticos como en los radios, dicha superficie debe presentar una perfección frente a irregularidades o desviaciones de la forma como mínimo del orden de las longitudes de onda con las que se quiere trabajar, y deseablemente menor de un 10% de éstas.  Recuérdese lo importante, (y difícil), que es tener un espejo bien pulido y libre de aberraciones por defectos en la forma.   

En el caso de los radiotelescopios, el hecho de trabajar con longitudes de onda mucho mayores que los ópticos, juega a favor en este aspecto.  Pero también hay que tener en cuenta que, al tratarse de estructuras mucho mayores también, y con mayor peso, están sometidas a deformaciones y flexiones, por la gravedad de su propio peso, con mayor facilidad que aquellos.   Cuando un radiotelescopio se ha diseñado para operar con ondas centimétricas o de metros, por ejemplo, puede permitirse que la superficie de la antena presente perforaciones de uno o pocos milímetros sin que esto afecte sustancialmente a su rendimiento.  Con ello se logra aligerar peso y también una menor resistencia a los vientos, deformaciones, etc.

En ciertas ocasiones, incluso, el radiotelescopio completo se protege dentro de un ' radomo ', esto es, de una cúpula esférica formada por paneles de plástico que dejan pasar las ondas de radio con una pequeña atenuación, pero que la protegen del viento y de las deformaciones térmicas debidas a la irradiación solar.  De esta manera puede aligerarse la estructura de la antena haciéndola menos pesada y disminuyendo por tanto las deformaciones gravitatorias, al tiempo que se disminuyen las variaciones de eficiencia al observar a distintos ángulos de elevación.  Un buen ejemplo es el radiotelescopio de 14 metros de Yebes, (en la figura adjunta), cuya estructura trasera está formada por paneles de aluminio, al igual que la superficie colectora de la antena.

Resumiendo, en los radiotelescopios el límite para las altas frecuencias de su rango viene determinado por la precisión de la superficie y, para las bajas frecuencias, por el diámetro de la antena parabólica.

Dado que el tamaño de la antena parece directamente implicado en la capacidad de resolución del mismo, sería lógico pensar que cuanto mayor sea ésta más fácil será determinar con precisión el origen de una fuente de radio y poderla identificar separándola del entorno próximo en el que se encuentre.  Pero los problemas de construcción y maniobrabilidad se multiplican exponencial mente con dicho tamaño. 

 En este sentido una solución es la combinación de dos o más radiotelescopios operando coordinadamente.  A esto se le llama interferometría, y hablaremos de ello más adelante.  Por ahora basta adelantar la idea.

En una configuración de este tipo, (ver la figura que sigue), el comportamiento del sistema de los radiotelescopios es equivalente al de uno único con una antena de dimensión 'A ' en lo que respecta a su capacidad de resolución, no en cuanto a la energía recogida, evidentemente.   (En adelante llamaremos directividad a la capacidad de resolución del radiotelescopio y más tarde se tratará con más detalle). 

 Para que el sistema pueda operar como un interferómetro es necesario conocer con la máxima precisión la distancia que los separa 'd ' para terminar esta primera aproximación al radiotelescopio, algo hay que decir del resto de los elementos que lo componen: el receptor y el resto del equipamiento electrónico que permiten hacer el tratamiento de la señal captada por la antena.