Radioastronomía - ciencia y tecnologia.

« 305 m de diámetro.

Las mayores antenas parabólicas dirigibles de plato miden de 50 a 100 m de diámetro y tienen una resolución de 1 minuto de arco aproximadamente,equivalente a la del ojo humano en longitudes de onda ópticas.

Las ondas de radio que entran son enfocadas por la superficie parabólica en una pequeña antena de cuernosque las conduce a un receptor de radio extremadamente sensible.

Estos receptores, aunque similares en principio a los aparatos de radio domésticos, detectan señales tandébiles como de 10 -17 vatios.

Las partes críticas del receptor están con frecuencia enfriadas a temperaturas cercanas al cero absoluto para obtener el mayor rendimiento posible.

Para observaciones de la línea espectral, se usan receptores especializados que pueden sintonizar hasta 1.000 frecuencias de modo simultáneo. Radiotelescopio VLALos radiotelescopios detectan la radiación electromagnética del espacio con longitudes de onda que van de 1 mm a más de 1 km.Como los radiotelescopios sólo son sensibles a la radiación electromagnética con una longitud de onda relativamente larga, laresolución (capacidad de distinguir el detalle) de un instrumento sencillo es baja.

Sin embargo, cuando las señales de un grupo detelescopios que apuntan al mismo objetivo se combinan, la resolución se mejora enormemente.

Por ejemplo, el radiotelescopio VLAde Socorro, Nuevo México (EEUU), tiene 27 platos cuyas señales individuales se pueden combinar para formar una sola imagen dealta resolución.Francois Gohier/Photo Researchers, Inc. Para obtener mayor resolución, se utilizan conjuntos de antenas como interferómetros, que dan resoluciones de más o menos 1 segundo de arco, equivalentes a las de losgrandes telescopios ópticos en condiciones de visión ideales.

El mayor radiotelescopio de este tipo es el radiotelescopio VLA, situado en una llanura aislada cerca deSocorro, Nuevo México (Estados Unidos).

El VLA contiene un total de 27 platos parabólicos, de 25 m de diámetro cada uno, que se mueven sobre vías de ferrocarril a lolargo de tres brazos de 21 km configurados en forma de Y.

Cada antena contiene su propio receptor, y las señales de cada receptor son enviadas a un edificio central dondeson combinadas para formar la imagen de alta resolución mediante una técnica que se conoce como interferometría.

Otros interferómetros utilizan antenas semejantes a lasmás grandes de televisión.

Una instalación de este tipo, en Cambridge, Inglaterra, utiliza 60 antenas para detectar radiación en longitudes de onda de 2 metros. Se pueden lograr resoluciones más altas incluso si las antenas se sitúan a miles de kilómetros de distancia.

Estos espaciamientos hacen poco práctico enviar las señalesdesde cada antena directamente a un punto común.

En su lugar, se realizan grabaciones separadas en cada antena y las cintas individuales se envían a unas instalacionescentrales donde se procesan.

Esta técnica de interferometría de muy larga base (VLBI) implica usar relojes atómicos en cada telescopio para sincronizar las grabacionesindividuales con una precisión de una millonésima de segundo.

De esta forma, se consiguen resoluciones angulares de una milésima de segundo de arco, equivalente altamaño angular aparente de una pelota de baloncesto (básquetbol) a la distancia de la Luna.

En 1984, el gobierno de Estados Unidos asignó fondos para la construcción deuna instalación llamada formación de muy larga base (VLBA), una red de 10 radioantenas extendidas desde la frontera de Estados Unidos con Canadá hasta Puerto Rico, ydesde Hawai hasta la costa atlántica.

Canadá y Australia proyectan programas similares. 4 CLASES DE RADIOFUENTES Se han descubierto y estudiado muchas radiofuentes en nuestro Sistema Solar, en nuestra galaxia y en el espacio profundo. 4.1 Radiofuentes del Sistema Solar El Sol es la radiofuente más brillante del cielo.

Su radioemisión es mucho más intensa de lo esperado de la emisión térmica de su superficie visible, que tiene unatemperatura de cerca de 6.000 °C.

Esto se debe a que la mayor parte de la radioemisión observada en longitudes de onda de radio más largas proviene de la atmósferaexterior, mucho más cálida, pero ópticamente invisible, que tiene temperaturas de cerca de 1.000.000 °C.

Además de la emisión térmica, se producen explosiones ytormentas no térmicas, sobre todo durante los periodos de gran actividad de manchas solares, cuando la intensidad de radioemisión puede incrementarse en un factor de unmillón o más en periodos de tiempo de una hora. La otra fuente de radioemisión natural no térmica del Sistema Solar es el planeta Júpiter.

En longitudes de onda cercanas a los 15 m, Júpiter emite fuertes estallidos deradiación que provienen de regiones relativamente pequeñas, cerca de la superficie de la nube que gira con el planeta.

La intensidad de estos estallidos parece estar muycondicionada por la posición del satélite Ío.

Además, Júpiter está rodeado por extensos cinturones de radiación que irradian en la banda de microondas a longitudes de ondamenores de 1 metro. Se ha observado que emana radiación térmica de la superficie o de la atmósfera de todos los planetas excepto Plutón.

Instrumentos a bordo de naves espaciales hanutilizado estas emisiones para conseguir información sobre las condiciones meteorológicas de los planetas y otros fenómenos. 4.2 Radiofuentes galácticas. »