Radiotelescopio

Un radiotelescopio es una antena y un receptor de radio especializados que se utilizan para detectar ondas de radio provenientes de fuentes astronómicas en el cielo. ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]} Los radiotelescopios son el principal instrumento de observación utilizado en radioastronomía , que estudia la porción de radiofrecuencia del espectro electromagnético , al igual que los telescopios ópticos se utilizan para realizar observaciones en la porción visible del espectro en la astronomía óptica tradicional . A diferencia de los telescopios ópticos, los radiotelescopios pueden utilizarse tanto de día como de noche.

Dado que las fuentes de radio astronómicas, como planetas , estrellas , nebulosas y galaxias, se encuentran muy lejos, las ondas de radio que emiten son extremadamente débiles. Por ello, los radiotelescopios requieren antenas muy grandes para captar suficiente energía de radio para su estudio, así como equipos de recepción extremadamente sensibles. Los radiotelescopios suelen ser grandes antenas parabólicas (tipo plato), similares a las que se utilizan para el seguimiento y la comunicación con satélites y sondas espaciales. Pueden utilizarse individualmente o interconectadas electrónicamente en una matriz. Los radiotelescopios se ubican preferentemente lejos de los principales centros de población para evitar la interferencia electromagnética (EMI) de la radio, la televisión , el radar , los vehículos y otros dispositivos electrónicos artificiales.

Las ondas de radio provenientes del espacio fueron detectadas por primera vez en 1932 por el ingeniero Karl Guthe Jansky 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 específicamente para este fin fue una antena parabólica de 9 metros, construida por el radioaficionado Grote Reber en el patio trasero de su casa en Wheaton, Illinois, en 1937. El estudio del cielo que realizó se considera a menudo el inicio de la radioastronomía.

Réplica a tamaño real del primer radiotelescopio, el conjunto de dipolos de Jansky de 1932, conservada en el Observatorio Green Bank de los Estados Unidos en Green Bank, Virginia Occidental.

Radiotelescopio parabólico de Reber , Wheaton, Illinois, 1937.

La primera antena de radio utilizada para identificar una fuente de radio astronómica fue construida por Karl Guthe Jansky , ingeniero de los Laboratorios Bell Telephone , en 1932. A Jansky se le asignó la tarea de identificar fuentes de estática que pudieran interferir con el servicio de radiotelefonía . La antena de Jansky era un conjunto de dipolos y reflectores diseñado para recibir señales de radio de onda corta a una frecuencia de 20,5 MHz (longitud de onda de aproximadamente 14,6 metros ). Estaba montada sobre una plataforma giratoria que le permitía rotar en cualquier dirección, lo que le valió el nombre de "el carrusel de Jansky". Tenía un diámetro de aproximadamente 30 m y una altura de 6 m . Al girar la antena, se podía determinar la dirección de la fuente de radio interferente recibida (estática). Un pequeño cobertizo al lado de la antena albergaba un sistema de registro analógico de lápiz y papel. Tras registrar señales de todas las direcciones durante varios meses, Jansky finalmente las clasificó en tres tipos de estática: tormentas eléctricas cercanas, tormentas eléctricas distantes y un leve silbido constante por encima del ruido de disparo , de origen desconocido. Jansky determinó que el "débil silbido" se repetía en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Este período es la duración de un día sideral astronómico , el tiempo que tarda cualquier objeto "fijo" situado en la esfera celeste en volver a la misma posición en el cielo. Por lo tanto, Jansky sospechó que el silbido se originaba fuera del Sistema Solar y, al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, concluyó que la radiación provenía de la Vía Láctea y era más intensa en la dirección del centro de la galaxia, en la constelación de Sagitario .    

Grote Reber , radioaficionado , fue uno de los pioneros de lo que se conocería como radioastronomía . En 1937, construyó el primer radiotelescopio parabólico de 9 metros (30 pies) de diámetro en el patio trasero de su casa en Wheaton, Illinois. Repitió el trabajo pionero de Jansky, identificando la Vía Láctea como la primera fuente de radio extraterrestre, y posteriormente realizó 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 construyendo grandes radiotelescopios. ^{[ 4 ]} 

El rango de frecuencias en el espectro electromagnético que conforma el espectro radioeléctrico es muy amplio. En 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 (10–100  MHz), generalmente son conjuntos de antenas direccionales similares a las antenas de televisión o grandes reflectores fijos con puntos focales móviles. Dado que las longitudes de onda que se observan con este tipo de antenas son tan largas, las superficies del reflector pueden construirse con malla de alambre grueso , como la de gallinero . ^{[ 5 ] [ 6 ]} En longitudes de onda más cortas, predominan las antenas 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 determina el tamaño del plato que necesita un radiotelescopio para obtener una resolución útil. Los radiotelescopios que operan en longitudes de onda de 3 metros a 30  cm (100  MHz a 1  GHz) suelen tener un diámetro superior a los 100 metros. Los telescopios que funcionan con longitudes de onda inferiores a 30  cm (por encima de 1  GHz) tienen un tamaño que oscila entre los 3 y los 90 metros de diámetro.

Frecuencias

El uso cada vez mayor de radiofrecuencias para la comunicación dificulta progresivamente las observaciones astronómicas (véase Espectro abierto ). Las negociaciones para defender la asignación de frecuencias para las partes del espectro más útiles para la observación del universo se coordinan en el Comité Científico de Asignación de Frecuencias para Radioastronomía y Ciencias Espaciales.

Algunas de las bandas de frecuencia más destacadas utilizadas por los radiotelescopios incluyen:

• Todas las frecuencias en la Zona Nacional de Silencio Radioeléctrico de los Estados Unidos.
• Canal 37 : 608 a 614  MHz
• La " línea de hidrógeno ", también conocida como la "línea de 21 centímetros": 1420,40575177  MHz, utilizada por muchos radiotelescopios, incluido el Big Ear, en su descubrimiento de la señal Wow!
• 1.406  MHz y 430  MHz ^{[ 7 ]}
• El abrevadero : 1420 a 1666  MHz
• El Observatorio de Arecibo disponía de varios receptores que, en conjunto, cubrían todo el  rango de 1 a 10 GHz.
• La sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe cartografió la radiación cósmica de fondo de microondas en 5 bandas de frecuencia diferentes, centradas en 23  GHz, 33  GHz, 41  GHz, 61  GHz y 94  GHz.

Platos grandes

El radiotelescopio de apertura completa (es decir, de 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 se puede mover; la antena de alimentación está en una cabina suspendida sobre el plato mediante cables. El plato activo está compuesto por 4450 paneles móviles controlados por una computadora. Al cambiar la forma del plato y mover 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, solo un área circular de 300 metros en el plato está iluminada por la antena de alimentación 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 completa más grande del mundo era 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 capaz de obtener imágenes de radar activas (es decir, transmisoras) de objetos cercanos a la Tierra (véase: astronomía de radar ); la mayoría de los demás telescopios emplean detección pasiva, es decir, solo recepción. Arecibo era otro telescopio de plato fijo como FAST. El plato de Arecibo, de 305 m (1001 pies), estaba construido en una depresión natural del terreno, y la antena podía orientarse 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 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 reflectores de radio rectangulares, cada uno de los cuales puede apuntar hacia un receptor cónico central.

Las antenas fijas mencionadas anteriormente no son totalmente orientables; solo pueden apuntar a puntos en un área del cielo cerca del cenit y no pueden recibir de fuentes cerca del horizonte. El radiotelescopio de antena 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 el Instituto Max Planck de Radioastronomía , que también fue el telescopio totalmente orientable más grande del mundo durante 30 años hasta que se construyó la antena 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, completado en 1957. Los cuartos radiotelescopios totalmente orientables más grandes son seis antenas de 70 metros: tres RT-70 rusas y tres en la Red del Espacio Profundo de la NASA . Se espera que el radiotelescopio de Qitai , con un diámetro de 110 m (360 pies) , se convierta en el radiotelescopio de plato único totalmente orientable más grande del mundo cuando esté terminado en 2028.  

Un radiotelescopio típico tiene una sola antena de unos 25 metros de diámetro. Decenas de radiotelescopios de tamaño similar operan en observatorios de radio de todo el mundo.

Galería de platos grandes

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  El Telescopio Esférico de Apertura de Quinientos Metros (FAST), China, visto desde arriba en 2020.
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  El telescopio Green Bank de 100 metros , Green Bank, Virginia Occidental, EE. UU., el radiotelescopio con antena totalmente orientable más grande del mundo (2002).
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  Los 100 metros Effelsberg , en Bad Münstereifel, Alemania (1971)
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  El telescopio Lovell de 76 metros , Observatorio Jodrell Bank, Inglaterra (1957)
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  Antena DSS 14 "Mars" de 70 metros en el Complejo de Comunicaciones del Espacio Profundo de Goldstone , desierto de Mojave, California, EE. UU. (1958)
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  El Yevpatoria RT-70 de 70 metros , Crimea, el primero de los tres RT-70 en la antigua Unión Soviética (1978).
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  El Galenki RT-70 de 70 metros , Galenki, Rusia, segundo de los tres RT-70 en la antigua Unión Soviética, (1984)

Uno de los avances más notables se produjo en 1946 con la introducción de la técnica denominada interferometría astronómica , que consiste en combinar las señales de múltiples antenas para simular una antena más grande y así lograr una mayor resolución. Los radiointerferómetros astronómicos suelen consistir en conjuntos de antenas parabólicas (por ejemplo, el Telescopio de Una Milla ), conjuntos de antenas unidimensionales (por ejemplo, el Telescopio de Síntesis del Observatorio de Molonglo ) o conjuntos bidimensionales de dipolos omnidireccionales (por ejemplo, el Conjunto de Púlsares de Tony Hewish ). Todos los telescopios del conjunto están ampliamente separados y generalmente se conectan 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 la interferometría mediante el registro independiente de las señales en las distintas antenas y su posterior correlación en un centro de procesamiento. Este proceso se conoce como Interferometría de Línea de Base Muy Larga (VLBI) . La interferometría aumenta la señal total captada, pero su objetivo principal es incrementar enormemente la resolución mediante un proceso denominado síntesis de apertura . Esta técnica funciona superponiendo ( interfiriendo ) las ondas de señal de los diferentes telescopios, basándose en el principio de que las ondas que coinciden en la misma fase se suman, mientras que dos ondas con fases opuestas se cancelan entre sí. Esto crea un telescopio combinado con una resolución equivalente (aunque no en sensibilidad) a la de una sola antena cuyo diámetro es igual a la distancia entre las antenas más alejadas del conjunto.

Una imagen de alta calidad requiere un gran número de separaciones diferentes entre telescopios. La separación proyectada entre dos telescopios cualesquiera, vista desde la fuente de radio, se llama línea base. Por ejemplo, el Very Large Array (VLA) cerca de Socorro, Nuevo México, tiene 27 telescopios con 351 líneas base independientes a la vez, lo que logra una resolución de 0,2 segundos de arco a longitudes de onda de 3  cm. ^{[ 13 ]} El grupo de Martin Ryle en Cambridge obtuvo un Premio Nobel por interferometría y síntesis de apertura. ^{[ 14 ]} El interferómetro de espejo de Lloyd también fue desarrollado independientemente en 1946 por el grupo de Joseph Pawsey en la Universidad de Sídney . ^{[ 15 ]} A principios de la década de 1950, el Interferómetro de Cambridge mapeó el cielo radioeléctrico para producir los famosos sondeos 2C y 3C de fuentes de radio. Un ejemplo de un gran conjunto de radiotelescopios conectados físicamente es el Giant Metrewave Radio Telescope , ubicado en Pune , India . El mayor conjunto de antenas, el Low-Frequency Array (LOFAR), finalizado en 2012, se encuentra en Europa occidental y consta de aproximadamente 81 000 antenas pequeñas en 48 estaciones distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro, operando en  longitudes de onda entre 1,25 y 30 m. Se han construido sistemas VLBI que utilizan procesamiento posterior a la observación con antenas separadas por miles de kilómetros. 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.

El telescopio conectado físicamente más grande del mundo, el Square Kilometre Array (SKA), tiene previsto comenzar a operar en 2027, ^{[ 16 ]} aunque las primeras estaciones tuvieron "primeras franjas" en 2024. ^{[ 17 ]}

Muchos objetos astronómicos no solo son observables en luz visible , sino que también emiten radiación en longitudes de onda de radio . Además de observar objetos energéticos como púlsares y cuásares , los radiotelescopios pueden "obtener imágenes" de la mayoría de los objetos astronómicos, como galaxias , nebulosas e incluso emisiones de radio de planetas . ^{[ 18 ] [ 19 ]}

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• Rohlfs, K., & Wilson, TL (2004). Herramientas de radioastronomía. Biblioteca de astronomía y astrofísica. Berlín, Alemania: Springer.
• Asimov, I. (1979). El libro de hechos de Isaac Asimov; Observadores del cielo . Nueva York: Grosset & Dunlap. págs.  390–399. ISBN 0-8038-9347-7.

• PICTOR: Un radiotelescopio de uso gratuito