Universidad de Cundinamarca

Radioastronoma

Jessica katherine BarreroMaria Fernanda BelloNelson Alfonso Muoz

Fisica II

Henry Vargas

Ingeniera IndustrialExtensin Soacha

Grupo 301

08 de noviembre de 2012

Radioastronoma

Laradioastronomaes la rama de laastronomaque estudia los objetos celestes y los fenmenosastrofsicosmidiendo su emisin de radiacin electromagnticaen la regin de radio delespectro. Las ondas de radio tienen unalongitud de ondamayor que la de laluz visible. En la radioastronoma, para poder recibir buenas seales, se deben utilizar grandes antenas, o grupos deantenasms pequeas trabajando en paralelo. La mayora de losradiotelescopiosutilizan unaantena parablicapara amplificar las ondas, y as obtener una buena lectura de estas. Esto permite a los astrnomos observar el espectro de radio de una regin del cielo. La radioastronoma es un rea relativamente nueva de la investigacin astronmica, que todava tiene mucho por descubrir.En la actualidad, existen gigantescos radiotelescopios, permitiendo observaciones de una resolucin imposible en otraslongitudes de onda. Entre los problemas que la radioastronoma ayuda a estudiar, se encuentran laformacin estelar, lasgalaxias activas, la cosmologa, entre otras.Historia

La Radioastronoma es el estudio del universo a travs de la captacin y anlisis de ondas de Radiofrecuencia. Hasta mediados del siglo 20 toda la astronoma se llev a cabo con el estudio de la luz visible pero en la actualidad los astrnomos toman la mayor parte de la informacin de la porcin invisible delespectro electromagntico.En 1931 Karl G. Jansky quien trabajaba para los Laboratorios Bell, buscaba el origen de las interferencias que se presentaban en las comunicaciones trasatlnticas que utilizaban ondas de radio con el fin de disear una antena que las minimizara. En sus estudios descubri "esttica" cuyo origen cambiaba gradualmente de posicin dando un circulo completo en 24 horas, sin mayores conocimientos de astronoma Jansky supuso que el origen de esta interferencia deba ser extraterrestre ya que coincida con el tiempo de rotacin terrestre. En observaciones posteriores calcul que el origen estaba en direccin de la constelacin deSagitario, hacia donde se localiza el centro de la galaxia, estos resultados los public en 1933, con lo cual naci la radioastronoma.Casi una dcada despus del descubrimiento de Jansky en 1937, Grober Reber un ingeniero de radiocomunicaciones construy en su jardn un prototipo de radiotelescopio con un plato de 10 metros y comenz a experimentar con onda cortas de 9 cms, sin obtener resultado, por lo cual intent con longitudes de onda mas largas (1.87 metros) localizando reas de fuerte radiacin, las que grafic creando el primer mapa de radio de la Va Lctea publicado en 1944.Durante la segunda guerra mundial se present un importante desarrollo del radar, dispositivo que serva para tareas de inteligencia militar, una vez pasada la guerra se utilizaron estos conocimientos para estudios cientficos dentro de los cuales estaba el enviar seales a la Luna y estudios de seales que provenan de las lluvias de meteoros. Estos resultados llevaron a la construccin de los primeros radiotelescopios en Inglaterra, Australia y Estados Unidos.En 1965Arno PenziasyRobert Wilsonquienes al igual que Jansky fueron trabajadores de Bell , descubrieron la seal de radio que qued como remanente del Big Bang.AvancesLa radioastronoma ha llevado a un importante incremento en el conocimiento astronmico, particularmente con el descubrimiento de muchas clases de nuevos objetos, incluyendo los plsars, qusars y las galaxias activas. Esto es debido a que la radioastronoma nos permite ver cosas que no son posibles de detectar en las astronoma ptica. Tales objetos representas algunos de los procesos fsicos ms extremos y energticos en el universo.La radioastronoma es tambin, en parte responsable por la idea de que la materia oscura es una importante componente de nuestro universo; las mediciones de radio de la rotacin de las galaxias sugiere que hay muchas ms masa en las galaxias que la que ha sido observada directamente. La radiacin de fondo de microondas (CMB) fue detectada por primera vez utilizando radiotelescopios. Los radiotelescopios tambin han sido utilizados para investigar objetos mucho ms cercanos a la tierra, incluyendo observaciones del Sol, la actividad solar y mapeos por radar del los planetas del Sistema Solar.Los radiotelescopios pueden ser ahora encontrados por todo el mundo. Radiotelescopios muy distanciados unos de otros, son utilizados frecuentemente en combinacin utilizando una tcnica llamada interferometra para obtener observaciones de alta resolucin que no pueden ser obtenidas utilizando un solo receptor. Inicialmente radiotelescopios distanciados por unos pocos kilmetros eran combinados usando interferometra, pero a partir de 1970, radiotelescopios alrededor de todo el mundo (incluso orbitando la tierra) son combinados para realizar mapeos interfermetros de gran tamao (Very Long Baseline Interferometry (VLBI))

Radio interferometra

La dificultad de adquirir altas resoluciones con simples radiotelescopios llevaron a la radiointerferometra, desarrollada por los radioastrnomosbritnicoMartin Ryle, alingeniero, y radiofsicoaustralianoJoseph Lade Pawseyy aRuby Payne-Scotten1946. Sorprendentemente, este primer uso de la radiointerferometra para observaciones astronmicas fue llevado a cabo por Payne-Scott, Pawsey yLindsay McCreadyel26 de enerode1946usando la radioantena SINGLE convertida en antena radar (arreglo de emisor) a200 MHz, cerca de Sydney, Australia. Este grupo us el principio de la interferometra con base al mar en donde su antena observando el sol al amanecer con interferencia, alcanzada por la radiacin directa solar y la reflejada desde el mar. Con estas referencias de al menos ondas de 200m, los autores determinaron que la radiacin solar durante la fase de da, siendo mucho ms pequea que el disco solar. Y ese grupo australiano comenz a trabajar con los principios de laapertura sintticaen sus artculos de mediados de1946y publicados en1947. Ese uso del interfermetro de mar fue exitosamente demostrado por numerosos grupos en Australia y en elReino Unidodurante lasegunda guerra mundial, quienes observaron refracciones interferomtricas (la radiacin directa de retornos de radar y la seal reflejada del mar) desde aeronaves.El grupo de Cambridge de Ryle y Vonberg observaron el sol en175 MHza mediados dejuliode1946con un interfermetro Michelson consistente de dos radioantenas con espaciados desde decenas de metros a 240 metros. Todos mostraron que la radiorradiacin era ms pequea que "10 arc min" en tamao y detectaron una polarizacin circular del Tipo I bursts. Otros grupos haban detectado tambin polarizacin circular al mismo tiempo:David Martynen Australia yEdward AppletonconJ. Stanley Heyen Reino Unido.Un modernoradiointerfermetroconsiste en radiotelescopios ampliamente separados que observan el mismo objeto y se conectan juntos usandocable coaxial,gua de ondas,fibra ptica, u otro tipo delnea de transmisin. Eso no solo increment las recolecciones totales de seales, sino pudo tambin usarse en el proceso llamadoapertura sintticaque vastamente increment la resolucin. Esta tcnica trabaja superponiendo las (interferencias) de las seales deondasde los diferentes telescopios en un principio donde lasondasse hacen coincidir con las mismasfasesque aadirn unas a otras mientras dos ondas que tiene fases opuestas se cancelarn entre s. As se crea un telescopio combinado que tiene el tamao de las antenas ms apartadas en el arreglo. Para producir una imagen de alta calidad, se requiere un gran nmero de diferentes separaciones entre diferentes telescopios (separaciones proyectadas entre cualesquieras dos telescopios se llamanlnea de base) - y con muchas diferentes lneas de base, como sea posible, se requiere para buenas calidades de imgenes. Por ejemplo elVery Large Arraytiene 27 telescopios que dan 351 lneas de base independientes.

Interferometra de mucha longitud de lneas de baseA comienzos de los1970s, se producen mejoras en la estabilidad de los receptores de radiotelescopios permite telescopios en todo el mundo combinando losVery Long Baseline Interferometry. En vez de conexiones fsicas en las antenas, los datos recibidos en cada antena son apareados con informacin del tiempo, usando un reloj atmicolocal, y almacenando para posteriores anlisis en cinta magntica o en disco duro. En los ltimos aos, los datos se correlacionan con datos de otras antenas similarmente registrados, para producir imgenes. Usando este mtodo es posible sintetizar una antena que tiene efectivamente el tamao de la Tierra. Las largas distancias entre los telescopios permiten resoluciones de mucha amplitud angular, ms grandes que en otros campos de la astronoma. A altsimas frecuencias, es posible que los rayos sintetizados tienen menos de 1miliarco segundo.Los arreglos preeminentes VLBI que operan hoy son losVery Long Baseline Array y la Red europea VLBICada arreglo usualmente opera separadamente, y ocasionales proyectos se unen produciendo incrementos en la sensibilidad, y se referencia como "Global VLBI". Hay tambin una red VLBI: eL "Long Baseline Array", operando en Australia.Luego de su acopio, los datos registrados en hard media han sido el nico modo de desarrollar esos datos de cada telescopio para posteriores correlaciones. Sin embargo, la disponibilidad hoy mundialmente, de redes de fibra pticas de banda muy ancha hace posible hacer VLBI en tiempo real. Esa tcnica fue primero usada por EVN que actualmente est incrementando el nmero de cientficos en proyectos e-VLBI por ao.

Formas de emisin de ondas de radioLa emisin en radio se puede presentar en dos formas: radio continuo ylneas espectrales. En el radio continuo la emisin se extiende en una regin ancha delespectro electromagnticomientras que laslneas espectralesse hallan centradas en una frecuencia especfica. Estas formas dependen del origen fsico de la radiacin.

Radiocontinuo

En lasgalaxiasel radio continuo proviene de tres mecanismos:radiacin sincrotrn,emisin libre-libreyemisin trmica. Laradiacin sincrotrnes emitida en su mayor parte por electrones relativistas confinados en los campos magnticos de las galaxias. Tambin una parte de esta emisin proviene directamente de losremanentes de supernova, los ncleos degalaxias activas, losplsary losmicro qusares. Laemisin libre-libreobremsstrahlungproviene en su mayor parte de las regiones deformacin estelarmientras que, laemisin trmicatiene su origen a estas longitudes de onda en cuerpos relativamente fros, en su mayora el polvo delmedio interestelar.A escalas ms pequeas lasestrellasms potentes y cercanas pueden ser observadas en radio continuo, en particular nuestroSol. Y, en escalas mayores la principal emisin en radio continuo es laradiacin de fondo de microondas.

Lneas espectrales

Las diferentes especies qumicas que se hallan en el universo y en sus objetos emiten o absorben luz en diferenteslneas espectrales, siguiendo las leyes de lamecnica cuntica. En regin de radio delespectro electromagnticose suelen encontrar lneas de transicin, rotacionales y vibracionales de los tomos y molculas ms comunes en el universo. Estas lneas suelen observarse en emisin pero tambin pueden observarse en absorcin sobre un fondo de radio continuo. Algunas de estas lneas son: La lnea de HI que proviene de la transicin superfina delhidrgenoatmico centrada en 1.4 GHz. Esta lnea traza el gas atmico que es la principal reserva de gas en las galaxias. Las lneas rotacionales del CO. Se encuentran en la zona milimtrica del espectro y son los principales trazadores del contenido dehidrgenomolecular al estar el contenido de CO ntimamente asociado al de H2.Tambin se observan otras lneas como el NH3, OH, HCN, etc, que trazan distintas propiedades fsicas y qumicas de las distintas regiones y objetos del universo.

Fuentes de emisin de ondas de radioEl rango de longitud de onda en que trabajan la mayora de los radioastrnomos esta entre los 0,5 metros y los 30 metros. Entre estos rangos se encuentran muchas ondas "contaminantes" como las de televisin, radio y otras como motores de automviles, trenes, maquinaria elctrica, entre otras. De esta manera los radiotelescopios deben localizarse preferiblemente en zonas ruralesEstelares. Muchas estrellas actan como fuentes localizadas de radiacin. Las estrellas variables pueden tener anlogamente a las variaciones en su brillo variaciones de intensidad de emisiones de radio.Pulsares.Emiten ondas en toda la gama del espectro electromagntico.Galaxias. Activas, Radio galaxias, Quasares, Blasares, Galaxias Seyfert. Todas ellas son fuerte fuente de radiacin la radiacin predominante es de tipo SincrotnSistema Solar.El Sol es la fuente de radio mas fuerte y cercana a la Tierra, el objeto que sigue al Sol en emisin de ondas de radio es Jpiter. Su radiacin es trmica y tambin su gran campo gravitacional puede acelerar electrones causando radiacin por Sincrotn.Radiotelescopio.Las ondas de radiofrecuencia pueden penetrar la atmsfera terrestre en un rango que va desde pocos milmetros hasta de cerca 100 metros. Esta ondas son muy dbiles y para captarlas es necesario recogerlas y concentrarlas en un solo punto para que puedan ser amplificadas y analizadas.Existen varios tipos de receptores de ondas de radio:Dipolo. es el mas sencillo, el dipolo funciona por que la parte elctrica de la radiacin produce un voltaje muy pequeo entre las dos polos el cual pasa al equipo amplificador y graficador, para recibir la seal el dipolo debe tener una fraccin de la longitud de onda a captar.Antena Yagi. Es como una antena receptora de UHF, ella consiste en en un dipolo alimentador colocado sobre una estructura en donde se localiza un dipolo receptor, y otros directores. El Feeder tiene un tamao levemente inferior a la mitad de la longitud de onda a captar, el receptor es 5% mas grandes y los directores son sucesivamente 4% mas pequeos que el feeder. Este tipo de antena mejora la resolucin angular del dipolo. Es la mas usada por aficionados.Antenas parablicas. Poseen discos cncavos que envan las seales a receptores y ampliadores. Estos discos tienen la ventaja que poseen una gran rea para recolectar las seales.La limitacin mas importante en radioastronoma es la pobre resolucin angular, sobre todo cuando se trabaja con longitudes de onda muy grandes. La correccin de esta limitacin requiere de discos parablicos muy grandes. Sin embargo, el telescopio con el disco mas grande en Arecibo Puerto Rico que es de 300 metros aun tiene problemas de resolucin angular.Para mejorar la resolucin de las imgenes de radio se han diseado mltiples antenas que al actuar en conjunto lo hacen como una sola de gran tamao, esta tcnica se denomina Interferometra. El Telescopio de interferometra mas grande del mundo es el VLA en Estado Unidos que sumando sus antenas alcanza un disco virtual de casi 30 kilmetros.

Bibliografa http://almaak.tripod.com/temas/radioastronomia.htm http://es.wikipedia.org/wiki/Radioastronom%C3%ADa