Radiotelescopios Luis F. Rodríguez, CRyA, UNAM, Morelia ¿Cómo puede obtener información el astrónomo? El espectro electromagnético La ventana de radio Un poco de historia Antenas solas e interferómetros Procesos de continuo Procesos de línea El futuro de la radioastronomía La radioastronomía en México

¡Gracias a la Naturaleza por los fotones! ¿Cómo puede obtener información el astrónomo sobre el Universo? Para objetos “cercanos” (en nuestro Sistema Solar) contamos con la exploración directa y con la radar astronomía.

Robot en Marte

Radiotelescopio de Arecibo

Imágenes de un asteroide mediante radar astronomía

Proyecto Auger Rayos Cósmicos

Neutrinos

Ondas gravitacionales LIGO

El espectro electromagnético

Para las ondas electromagnéticas: = longitud de onda = frecuencia c = velocidad de la luz

La Ventana de Radio Va desde 20 m hasta 0.3 mm (¡un factor de casi 10,000!) La ionosfera se hace opaca a grandes longitudes de onda (frecuencia de plasma) A pequeñas longitudes de onda la atmósfera se hace opaca debido a la absorción de moléculas como el vapor de agua y el oxígeno molecular

La ionosfera se hace opaca (de hecho, refleja la radiación) con longitudes de onda mayores que aproximadamente 20 metros (o sea 15 MHz). Radio AM: 0.53 a 1.60 MHz Radio FM: 90 a 108 MHz Para AM la ionosfera es reflejante, para FM es transparente.

Día Ionosfera

Noche

En la radioastronomía se mide la componente eléctrica del campo electromagnético, la cual se amplifica mediante equipo electrónico. En contraste, en el visible o en los rayos X, se detecta el fotón como si fuera “partícula”.

Karl Jansky

El trabajo pionero de Jansky se realizó a una longitud de onda de 20 metros, donde un dipolo es la “antena” mas conveniente. Para longitudes más cortas que aproximadamente un metro (que es donde se hace casi todo el trabajo moderno) es mejor usar superficies parabólicas. “Área” del dipolo es del orden de la longitud de onda al cuadrado. “Área” de la superficie parabólica es del orden del radio al cuadrado. Esto hace que por ejemplo a una longitud de onda de 1 cm, una superficie parabólica con 1 metro de radio equivalga en área a 10,000 dipolos de 1 cm.

Plato de Reber

Mapas de contornos de Reber

GBT

El cálculo (aproximado) de la resolución angular de un radiotelescopio nos permite ver la equivalencia entre ver a la radiación electromagnética como onda y como partícula (esto es, como fotón).

La resolución angular de un radiotelescopio “solo” es del orden del minuto de arco (similar a la del ojo humano). Esta resolución es modesta y hace falta un interferómetro para obtener mejor resolución angular.

Resolución Angular ¿Qué tan precisamente podemos determinar la posición de una estrella o bien la dirección de la que proviene un sonido?

Ventajas de una Antena Sola Relativamente sencilla Puede utilizar receptores incoherentes (i. e. Bolómetros) Los arreglos de receptores permiten en la actualidad mapeos rápidos Se detecta todo el flujo dentro del haz

SCUBA LW ARRAY SCUBA LW ARRAY

Ventajas de un interferómetro Mayor resolución angular Producen imágenes de millones de pixeles Sustituyen al acero con la electrónica Obtienen posiciones de enorme precisión

GBT

Very Large Array

Sir Martin Ryle Premio Nobel de Física de 1974 “...for his observations and inventions, in particular of the aperture synthesis technique...”

Very Large Array

Procesos de Emisión de Continuo No-térmicos: Sincrotrón: Supernovas, Radiogalaxias, GRBs, Medio Interestelar Girosincrotrón: Magnetósferas Estelares Térmicos: Libre-libre: Regiones HII, Nebulosas Planetarias,Vientos Ionizados, Chorros Térmicos Cuerpos sólidos (polvo): Polvo Interestelar, Planetas, Discos Protoplanetarios

Mecanismos de Emisión de Continuo Indice Espectral Temperatura de Brillo Polarización Variabilidad en el Tiempo Libre-libre -0.1 Baja No Cuerpo “Sólido” 2 Lineal Sincrotrón -0.7 (Opticamente Delgado) Alta Si Girosincrotrón Variable Elíptica

Imagen en colores “falsos” de un chorro de radio

Disco Protoplanetario

Visión artística de un sistema planetario en formación

¿Cuál es posiblemente el resultado más importante en el continuo de radio?

¡La Radiación Cósmica de Fondo!

Emisión de Líneas en Radio Líneas Moleculares: Más de 80 especies detectadas. CO es el caballito de batalla. Varias moléculas emiten como “maser” Líneas de Atomos: HI, 3He, D Líneas de Recombinación de Gas Ionizado

Orion KL

BHR 71

NGC 2195 HI V

¿Cuál es posiblemente el resultado más importante en líneas en el radio?

NGC 4258

Radiación Cósmica de Fondo Radiogalaxias Pulsares Nubes Moleculares Algunos Descubrimientos de la Radioastronomía Radiación Cósmica de Fondo Radiogalaxias Pulsares Nubes Moleculares Discos Protoplanetarios

Allen Telescope

Se espera que cuatro grandes interferómetros dominen la astronomía observacional en las primeras décadas del siglo XXI: LOFAR: > 20 cm SKA: 20-2 cm EVLA: 20-0.7 cm ALMA: 0.7-0.03 cm

LOFAR

SKA

ALMA

¿Qué está equivocado con la anterior animación? Las antenas aparecen equidistantes entre sí, lo cual es una mala idea porque obtendrían la misma información. Hay que distribuir las antenas de modo que entre ellas haya tantas separaciones distintas como orientaciones distintas.

Radioastronomía en México Alrededor de 12 observacionales y 6 teóricos Proyectos de Instrumentación: Radiotelescopio Solar en Coeneo, Mich. Colaboración con EVLA y ALMA Gran Telescopio Milimétrico

Atacama Large Millimeter Array

Large Millimeter Telescope