Radioastronomía e Interferometría José L. Gómez Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá

Índice: Los comienzos de la Radioastronomía Interferometría Redes interferométricas Interferómetros conexos Interferómetros inconexos Radiointerferometría en Astrofísica Futura Instrumentación Interferometría a otras longitudes de onda

Los comienzos de la Radioastronomía Las primeras observaciones radioastronómicas fueron realizadas por Karl Jansky en 1933. Con una antena capaz de detectar radio ondas a un longitud de onda de 15 m, Jansky detecto la primera emisión radio del centro de la Vía Lactea. Sus resultados llegaron a ser publicados en la portada del periódico “The New York Times”, el 5 de Mayo de 1933.

Los comienzos de la Radioastronomía Años más tarde, Grote Reber, un astrónomo aficionado, se construía una antena parabólica de 10 m en el jardin de su casa con el fin de detectar ondas de radio cósmicas. Sus primeras detecciónes fueron publicadas en: Reber, ApJ, 100, 279, en 1944. En Abril de 1949 Reber publicaba las primeras imágenes del cielo a longitudes de onda radio en Sky and Telescope, Vol. 8, No. 6.

Radioastronomía vs. Astronomía óptica Antena de Green Bank (NRAO): Sus 100 metros permiten una resolución angular de 14” de arco a 8 mm El poder resolutivo de un instrumento, trabajando en el límite de difracción, viene dado por =1.02 /D Por tanto, para obtener resoluciones de 1” de arco: óptico 14 cm radio 2.5 Km Posibles soluciones: Aumentar la apertura (D) Reducir la longitud de onda Interferometría Combinar la señal de múltiples antenas de manera que D sea la máxima separación entre ellas Very Large Array

Interferometría Experimento de Young: franjas de interferencia producidas por las ondas de luz al atravesar una pantalla con dos rendijas. La intensidad en un punto de la pantalla viene dada por (1+ cos ), siendo  la diferencia de fase introducida por la geometría: Si Imax es la intensidad máxima registrada en el patrón de interferencias, e Imin es la intensidad mínima, podemos definimos la visibilidad V como: Los observables son: La amplitud: Máximo de V La fase: desviación del máximo con respecto al origen dado por diferencia en la llegada de la señal a las rendijas

Radiointerferometría Un radiointerferómetro funciona como un interferómetro de Michelson: Las antenas son equivalentes a las rendijas La potencia recibida viene dada por: siendo función de la línea de base B y el retraso geométrico del interferómetro B sin θ θ B B sin θ

Radiointerferometría Un radiointerferómetro funciona como un interferómetro de Michelson: Las antenas son equivalentes a las rendijas La potencia recibida viene dada por: siendo función de la línea de base B y el retraso geométrico del interferómetro B sin θ Detección de las franjas requiere conocer la línea de base con una precisión de El correlador necesita un modelo geométrico con esta precisión, corrigiendo por precesión, nutación, movimiento de las placas tectónicas, variaciones atmosféricas, etc. θ B

Radiointerferometría Teorema de van Cittert-Zernike: Para una fuente extensa, su distribución de brillo en el plano del cielo I(x,y) y la función visibilidad V(u,v) detectada por el interferómetro están relacionadas por una transformada de Fourier: donde u=Bx/λ y v=By/λ son las frecuencias espaciales en el espacio (u,v). Una línea de base proporciona un único valor de la función visibilidad, es decir, un punto en el espacio (u,v). θ B

Radiointerferometría Con el fin de obtener un buen cubrimiento del plano u-v, Martin Ryle desarrollo el principio de síntesis de apertura, por el que recibió el premio Nobel en 1974 La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el plano (u,v)

Radiointerferometría Con el fin de obtener un buen cubrimiento del plano u-v, Martin Ryle desarrollo el principio de síntesis de apertura, por el que recibió el premio Nobel en 1974 La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el plano (u,v) Esta limitación en el muestreo del plano (u,v) hace que lo que recuperemos es la “imagen sucia” (Idirty) de la distribución real de brillo en la fuente (Inorm): donde Bdirty(x,y) es la transformada de Fourier de la función de muestreo S(u,v), o “haz sucio”.

Radiointerferometría Con el fin de obtener un buen cubrimiento del plano u-v, Martin Ryle desarrollo el principio de síntesis de apertura, por el que recibió el premio Nobel en 1974 La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el plano u-v Las técnicas de reconstrucción de imágenes (deconvolución, autocalibración), nos permiten obtener la imagen final con un alto rango dinámico

Radiointerferometría Ejemplo práctico Observación interferométrica de la radio galaxia 3C120. Red consistente en 10 radio telescopios de 25 m cada uno, observando a una longitud de onda de 1.3 cm El experimento tuvo una duración de 12 horas. Máxima línea de base de 8600 km

Radiointerferometría Ejemplo práctico Observación interferométrica de la radio galaxia 3C120. Red consistente en 10 radio telescopios de 25 m cada uno, observando a una longitud de onda de 1.3 cm El experimento tuvo una duración de 12 horas. Máxima línea de base de 8600 km Imágenes radio Resolución de ~0.0001” Imagen óptica Resolución de ~0.1” (HST) El VLBA proporciona una resolución unas 1000 veces mejor que el HST Podríamos distinguir una pelota de fútbol en la Luna

Radiointerferometría Ejemplo práctico Cubrimiento del plano (u,v): Cada punto en el plano representa un valor de la función visibilidad para una línea de base y un tiempo dados Se pueden apreciar como la rotación terrestre muestrea el plano para una línea de base determinada

Radiointerferometría Ejemplo práctico La transformada de Fourier del cubrimiento (u,v) nos da el haz sucio

Radiointerferometría Ejemplo práctico KP-LA KP-MK Amplitud Fase Variabilidad de las visibilidades: Estas varían con el tiempo, tanto en amplitud como en fase Líneas de base cortas (KP-LA) presentan una menor variabilidad que las líneas de base largas ya que muestrean frecuencias espaciales distintas

Radiointerferometría Algoritmos de reconstrucción de imágenes (CLEAN, MEM …)

Radiointerferometría Desarrollo de la técnica: En 1946 Ryle y Vonberg construyeron en Cambridge (UK) el primer radiointerferómetro de Michelson. Constaba de 2 antenas y una línea de base de 500 m, proporcionando una resolución de 20’. Durante los años 50 y 60 se desarrolló la: Radiointerferometría conexa Los elementos del interferómetro están conectados por cable o radio enlaces (p.j., VLA) Radiointerferometría inconexa (VLBI) La señal es grabada en cada antena para ser posteriormente procesada en el correlador

Principales radiointerferómetros - Conexos WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) Construido en 1970, consta de 10 antenas fijas y 2 móviles de 25 m. Inicialmente operaba a 21 cm, y proporcionaba una resolución angular de 23”. Actualmente observaciones a 3.6 cm permiten resoluciones angulares de 2”. MERLIN (Multi Element Radio Linked Interferometer Network) Construido a finales de 1970, consta de 7 antenas, incluyendo la de 74 m de Jodrell Bank, repartidas por UK. Opera a frecuencias entre 151 MHz y 24 GHz. Con una separación máxima de 217 km, MERLIN obtiene resoluciones angulares de 8 mas.

Principales radiointerferómetros - Conexos VLA (Very Large Array) Construido en 1980 (costó 1$ por contribuyente), consta de 27 antenas de 25 m, con una separación máxima de 36 km. VLA 1967 1980 2001 Resolución (arcsec) 1 0.1 0.04 Sensitividad en 8 horas rms (mJy) 0.1-1 0.05 0.01 Canales espectrales - 256 512 Bandas de observación 2 4 8 Rango de longitudes de onda (cm) 3.7,11 1.2-20 0.7-400 Puede ser considerado como el mejor radiointerferómetro construido hasta la fecha. Mas de 2000 investigadores de cientos de instituciones lo han utilizado, sumando un total de más de 10,000 programas de observación.

Principales radiointerferómetros - VLBI VLBI (Very Long Baseline Array) En 1962, Matveyenko (RLPI, Moscú) sugirió la posibilidad de grabar la información de cada antena por separado, para luego unirla en el correlador y obtener las franjas de interferencia Las primeras franjas de interferencia de VLBI se obtuvieron el 8 de Mayo de 1967, entre Green Bank y Maryland, con una línea de base de 220 km y una resolución angular de 0.5”. En la actualidad la red mundial de VLBI cuenta con mas de 20 antenas repartidas en todo el mundo. Red de VLBI Mundial (Global VLBI) En 1975 Cohen organizó la primera sesión de VLBI global, realizandose las primeras observaciones en Abril de 1976, involucrando 7 antenas.

Principales radiointerferómetros - VLBI EVN (European VLBI Network) En la actualidad, esta red europea consta de 14 antenas repartidas por 10 paises europeos y asiáticos. Las primeras observaciones se realizaron en 1980 usando 5 antenas. En 1998 se instaló el nuevo correlador capaz de manejar a la vez 16 estaciones. Correlador del JIVE (EVN)

Principales radiointerferómetros - VLBI VLBA (Very Long Baseline Array) En 1982 se aprobó el proyecto para la construcción de la red americana de VLBI. Las primeras observaciones se realizaron en 1993 El VLBA consta de 10 antenas de 25 m cada una, repartidas desde las Islas Vírgenes a Hawaii. Actualmente es el mejor instrumento para observaciones de máxima resolución (7 mm) en polarización. Permite el estudio del campo magnético en jets con una resolución de 0.15 mas

Principales radiointerferómetros - VLBI CMVA (Coordinated Millimeter VLBI Array) En 1997 se lanzó la antena japonesa HALCA de 10 m en un orbita terrestre con un apogeo de 21,400 km. Observaciones conjuntas con las antenas terrestres permiten resoluciones de 0.6 mas a 6 cm. VSOP (VLBI con antenas en órbita) Red mundial (Europa + EEUU) para observaciones de VLBI a 86 GHz (3 mm). Permite obtener resoluciones de 50 as.

Principales radiointerferómetros - VLBI

Principales radiointerferómetros - VLBI

Logros Formación Estelar Eyección de “burbujas” jóvenes (33 años) de H20 en la región de formación estelar de Cefeo A Torrelles et al. (2001) VLBA Maseres de H20 Primera detección de un sistema binario protoplanetario VLA contínuo 7 mm Rodriguez et al. (1998) http://www.aoc.nrao.edu/pr/protodisks.html http://www.aoc.nrao.edu/pr/2071.press.html http://www.aoc.nrao.edu/pr/cephasphere.html Torrelles et al. (1998) Disco protoplanetario del tamaño del Sistema Solar en NGC2071 VLA: Maseres de H20 y radiocontínuo

Logros Estrellas VLBA máseres de SiO Primer estudio de la evolución de una atmósfera estelar. Se observa una expansión asimétrica de la envoltura, probablemente debida a una enorme perdida de masa. http://www.aoc.nrao.edu/pr/txcam99.html VLBA máseres de SiO 37 observaciones polarimétricas bisemanales

Logros Nebulosas Planetarias VLA máseres de H20 http://www.aoc.nrao.edu/pr/k335.html Miranda et al. (2001) Nebulosa planetaria menor de edad (17 años): Máseres de agua en K3-35, probablemente debido a su juventud, lo que impide que la emisión ultravioleta disocie las moléculas de H20.

Logros Supernovas VLBA+Global VLBI Expansión en la supernova 1993J: VLA Colina et al. (2001) Primera detección de una Supernova en un Seyfert 1 Expansión en la supernova 1993J: Se observa una expansión anisótropa, debida a la interacción con el ISM Supernovas en M82: Global VLBI a 18 cm McDonald et al. (2001) Pedlar et al. (1999) MERLIN+VLA EVN Marcaide et al. (1995)

Logros SgrA* (Centro Galáctico) VLBA 7 mm Observaciones de VLBI han permitido detectar el movimiento del Sol en torno a la galaxia en tan solo 10 dias. Reid et al. (1999)

Logros Absorción y HI en Galaxias VLA+WSRT 21 cm Distribución de HI y curva de rotación en M33 Thilker et al. (2001) VLBA VLBA+EVN+GB Absorción en HI en 1946+708: Evidencias de estratificación en la envoltura del chorro Peck et al. (1999) Walker et al. (2000) Absorción libre-libre en 3C84: Evidencias de gas ionizado formando un disco de acrecimiento en torno al núcleo de 3C84 http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v530n1/50290/50290.html http://www.aoc.nrao.edu/pr/m33gas.html

Logros Cosmología http://www.nfra.nl/jive/evn/evn.html EVN 1.6 GHz EVN+WSRT EVN 1.6 GHz Radio imágenes del campo profundo del Hubble revelan AGNs a muy alto redshift (z=4.4). Probable existencia de agujeros negros masivos en las primeras etápas de formación galactica. http://www.nfra.nl/jive/evn/evn.html Garrett et al. (2001)

Logros Chorros Relativistas - Microcuásares VLA 3.5 cm LS 5039 VLBA+VLA 5 GHz Paredes et al. (2000) Primer “micro-blazar”: Identificación con la posición de la fuente EGRET 3EG J1824-1514 Hjellming y Rupen (1995) GRO J1655-40 Detección de una precesión en el chorro de GRO J1655-40 VLBA 1.6 GHz GRS 1915+105 Mirabel y Rodríguez (1994) http://www.aoc.nrao.edu/pr/vla20/superlum.html http://www.aoc.nrao.edu/vlba/html/GALLERY/hjellnew.html http://www.aoc.nrao.edu/vlba/html/GALLERY/ls5039.html http://www.aoc.nrao.edu/pr/scox1/scox1.html Primera detección de movimientos superlumínicos en nuestra galaxia: Microcuásares.

Logros Chorros Relativistas - AGNs Sin duda, la mayor contribución de la radiointerferometría ha sido en el estudio de los chorros relativistas en AGNs

Logros Chorros Relativistas - AGNs Movimiento superlumínico: En 1971, y a través de una única línea de base entre el Este (Goldstone) y Oeste (Haystack) de EEUU, se midió por primera vez un movimiento superluminico de 10 c en el cuásar 3C279 Este cambio de estructura se midió graciás a la variación del mínimo en la función visibilidad. Fuerte evidencia del carácter relativistas de los jets en AGN Whitney et al. (1971)

Logros Chorros Relativistas - AGNs Movimiento superlumínico: En la actualidad podemos obtener imágenes con una sensibilidad y resolución mucho mejor Gracias al VLBA podemos obtener películas que nos muestran claramente la evolución de los jets con el tiempo Gómez et al. (2000)

Logros Chorros Relativistas - AGNs Observaciones radiointerferométricas han permitido determinar que la colimación inicial de los chorros ocurre en los primeros 30-100 Rs VLBI Global 7 mm Junor et al. (1999)

Futuro Aumento de la sensibilidad Mejora de la resolución angular Mayor superficie colectora Mejora en los receptores y superficies de las antenas Mejora de la resolución angular Interferometría a altas frecuencias (milimétricas) Líneas de base más largas (VLBI espacial) Extensión a otras longitudes de onda Interferometría en el infrarrojo, óptico y rayos x

Futuro EVLA (Extended VLA) – New Mexico Array Proyecto de mejora del VLA (aprobado el 19 de Noviembre de 2001) Nueva electrónica (fibra óptica) Aumento en sensibilidad en un factor 5-20 8 posibles nuevas antenas. Líneas de base de 250 km. Mejora en resolución hasta 4 mas 262,144 canales espectrales Posible unión (fibra óptica) con el VLBA (ya con PT) ASTRON: holandes. NRL=Naval Research Laboratory http://www.nfra.nl/lofar/general/index.html e-MERLIN Aprobado el 5 de Diciembre de 2001 Conexión con fibra óptica permitiendo una mayor anchura de banda y por tanto sensibilidad (en un factor 30) Es necesario un nuevo correlador, que servirá tambien para el EVLA

Futuro RADIOASTRON (Rusia) Antena en órbita de 10 m Apogeo de 350,000 km Observaciones a 92, 18, 6 y 1.35 cm Máxima resolución de 8as En construcción ARISE (Advanced Radio Interferometry between Space and Earth) – JPL, NRAO Antena en órbita de 25 m Mejora en un factor 5 en resolución y sensibilidad comparado con VSOP Apogeo de 40 – 50 mil km Resolución entre 10 y 100 as Observaciones a 8, 22, 43 y 86 GHz

Futuro LOFAR (Low Frequency Array) Consorcio formado por ASTRON, NRL, y MIT Array para muy bajas frecuencias (10-240 MHz) Red de 60-165 estaciones interferométricas con 1485 receptores - Líneas de base de 100 m a 400 km SKA (Square Kilometer Array) Proyecto internacional en estudio Superficie colectora de > 1 km2 Observaciones entre 0.15 y 20 GHz Resolución de 0.1” a 1.4 GHz En estudio líneas de base de hasta 5,000 km, lo que podría suponer un nuevo EVN mejorado

Futuro ALMA (Atacama Large Millimeter Array) Mejor instrumento para observaciones a longitudes de onda milimétricas Instrumento de participación internacional (Europa, EEUU) Mínimo de 64 antenas de 12 m Observaciones entre 36 y 850 GHz Resolución espectral de 0.05 km/s Sensibilidad de 0.15 mJy a 36 GHz Líneas de base entre 150 m y 10 km Resolución angular de 10 mas Correcciones en la fase para ALMA: 1.- referencia de fase usando ciclos de 10 segundos. 2.- Medidas radiométricas del vapor de agua, con correcciones en tiempo real. http://www.eso.org/projects/alma/info/links.html Otros interferómetros a milimétricas: Plateau de Bure (IRAM), OVRO, BIMA. Todos entre mas o menos 40 y 100-200 GHz, con resoluciones del orden de 1” y unas 5-10 antenas. Primeras observaciones en 2010

Futuro Objetivos científicos ALMA (Atacama Large Millimeter Array) Objetivos científicos - Anisotropía en la radiación de fondo de microondas Gas en galaxias: Formación estelar, estructura galáctica, evolución química - SgrA*: Permitirá su estudio con resoluciones lineales de 0.01pc AGNs: Estructura del disco, toro de alta densidad, creación y formación de los chorros (conjuntamente con el CMVA), interacción de los chorros con el medio externo, estructura de los lóbulos (reaceleración, campo magnético) Formación estelar: colapso de nubes moleculares, discos protoplanetarios, protoplanetas, flujos bipolares Nebulosas planetarias Correcciones en la fase para ALMA: 1.- referencia de fase usando ciclos de 10 segundos. 2.- Medidas radiométricas del vapor de agua, con correcciones en tiempo real. http://www.eso.org/projects/alma/info/links.html Otros interferómetros a milimétricas: Plateau de Bure (IRAM), OVRO, BIMA. Todos entre mas o menos 40 y 100-200 GHz, con resoluciones del orden de 1” y unas 5-10 antenas.

Futuro Las expectativas de futuro en la radiointerferometría a corto y medio plazo son excelentes Aumento en la sensibilidad en más de un orden de magnitud Mejora en la resolución llegando a las decenas de as Podremos observar el cielo entre 10 MHz y 850 GHz El éxito de la radiointerferometría abre las puertas a la extensión de la interferometría a otras longitudes de onda (infrarrojo, óptico, rayos x)

Futuro Interferometría a otras frecuencias DARWIN (ESA, >2015) Interferómetro espacial en el infrarrojo Interferómetro de cancelación (105) con capacidad de imagen y espectroscopía 6 telescopios en configuración hexagonal Requieren una precisión en la distancia óptica de 20 nm Misión de 5 años de duración Objetivos científicos: + Planetas extrasolares + Discos de acrecimiento en AGNs + Formación estelar Venus Tierra Reconstrucción del Sistema Solar por DARWIN Marte

Futuro Interferometría a otras frecuencias TPF (Terrestrial Planet Finder) – NASA 2011 Interferómetro espacial en el infrarrojo. Muy similar a DARWIN (posible colaboración) 4 telescopios de 3.5 m Líneas de base de 75 a 1000 m Resolución angular de 3 as @ 1 km de línea de base - Observaciones entre 3 y 30 m VLTI (Very Large Telescope Interferometer) - ESO Interferómetro óptico 4 telescopios de 8.2 m y 3 móviles de 1.8 m Máxima línea de base de 200 m Resolución angular 1 mas Primeras franjas entre dos de los telescopios de 8.2 m el 29 de Octubre de 2001

Futuro Interferometría a otras frecuencias MAXIM – NASA 201? Interferómetro espacial en rayos X 32 “colectores” Líneas de base de 200 m Resolución angular de 0.1 as C O L L E C T O R S P A C E C R A F T ( 3 2 P L A C E S E V E N L Y S P A C E D ) C O N V E R G E R S P A C E C R A F T D E T E C T O R S P A C E C R A F T