Cómo funciona el array de radiotelescopios ALMA

Hoy, 13 de marzo, se inaugura oficialmente el array de radiotelescopios más potente del mundo. ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) es uno de los proyectos científicos más importantes de la historia, siendo una cooperación multi-organización del European Southern Observatory (ESO), el observatorio nacional de Japón y el US National Radio Astronomy Observatory (NRAO), pero ¿qué es un array de radiotelescopios?

Radiotelescopio IRAM 30 situado en SIerra Nevada (Granada)

Radiotelescopio IRAM 30 situado en SIerra Nevada (Granada)

El poder de resolución teórico de un telescopio cualquiera viene dado por la expresión: \theta \approx \lambda / D, es decir, el cociente entre la longitud de onda de observación y el diámetro recolector de luz. Esto para un telescopio en el oṕtico no es gran problema, al ser la longitud de onda muy pequeña, consigue un poder de resolución muy alto, sin embargo, para medidas de radio, la longitud de onda alcanza el orden de los cm, y por cuestiones de materiales no es posible construir platos que superen el diámetro de los 100m, por lo que el poder de resolución rara vez se puede mejorar del arco de minuto en observaciones en el radio para una antena individual.

Existe un parámetro fundamental que define el funcionamiento de un radiotelescopio (y de cualquier antena), que es el patrón de antena. El patrón de antena es la representación de la intensidad que puede recibir una antena para cualquier ángulo de incidencia de la radiación.

Esquema de un patrón de antena

Esquema de un patrón de antena

Para el caso que nos ocupa de un radiotelescopio, lo que queremos es que ese patrón sea lo más puntiagudo posible para que toda la energía que recolectemos nos llegue del punto donde estamos enfocando, es decir, el punto 0º. La resolución de un radiotelescopio y el patrón de antena están íntimamente relacionadas, siendo dos caras de la misma moneda.

Si tuviésemos una fuente puntual, por ejemplo, una fuente de radio remanente en una nebulosa (aproximadamente puntual), lo que obtendríamos no es una imagen de un punto, sino una especie de borrón con un tamaño típico del lóbulo principal de nuestro patrón de antena. Por ejemplo, para el caso del satélite WMAP, que observa en 5 frecuencias de radio diferentes, obtenemos las siguientes imágenes:

WMAP_resolucion

Observaciones de WMAP de la radiofuente de la nebulosa del cangrejo. (Click para ampliar).

Como podemos observar, para cada frecuencia de observación obtiene una resolución diferente, esto es debido al poder de resolución que comentamos antes \theta \approx \lambda / D, como el tamaño de la antena es el mismo, la resolución es mejor cuanto mayor es la frecuencia de observación.

Entonces se nos plantea una dificultad. Si no podemos construir radiotelescopios mayores de 100 m por cuestiones de materiales y de ingeniería, ¿cómo es posible aumentar el poder de resolución de las observaciones en radio?. Esto se resuelve con lo que en astrofísica se llama síntesis de apertura, o más comúnmente radiointerferometría.

La radiointerferometría es una técnica observacional en la que dos o más radiotelescopios se encuentran conectados entre sí, produciendo la resolución que tendría una antena del diámetro de la separación entre las dos antenas, es decir, en vez de que el poder de resolución esté limitado por el tamaño de la antena, lo que límita ahora es la distancia de separación entre los dos radiotelescopios conectados entre sí a una distancia b (vector base de antena), por lo que ahora el poder de resolución común es \theta \approx \lambda / b

Diferencia de camino óptico (w) entre los dos radiotelescopios

Diferencia de camino óptico (w) entre los dos radiotelescopios

El fundamento físico de la radiointerferometría es que la suma de las dos señales de los dos radiotelescopios que se combinan, producen una interferencia constructiva-destructiva según sea la diferencia de camino óptico que existe entre las dos. Esto produce un patrón de interferencia que se combina con los patrones propios de cada antena, lo cual da una señal cuya envolvente es el patrón de antena, pero con una interferencia producida por este factor de diferencia de camino óptico.

radiointerf

El resultado es por tanto una señal que tiene una resolución mayor que la que tiene una antena individual (recordar que la resolución viene acotada por la anchura del lóbulo principal, es decir, el lóbulo que se encuentra a 0º).

El array de radiotelescopios ALMA está formado por 12 platos de 7 metros y 4 de 12 metros construidos por Japón, y situados en un centro compacto. Un poco más esparcidos se encuentran 25 platos de 12 metros cada uno construidos por EEUU y otros 25 platos de 12 metros, construidos por Europa y que se encuentran repartidos por una gran extensión. Como característica es que los platos construidos por EEUU y Europa pueden ser transportados de un lugar a otro, con un sistema de camiones preparados para tal asunto y pueden situarse en la configuración geométrica que se desee según la observación que se quiera realizar.

Esquema de ALMA

Esquema de ALMA

El hecho de que los radiotelescopios se puedan cambiar de configuración tiene una gran importancia, que deriva de lo que se denominan síntesis de apertura. La síntesis de apertura es el conjunto de técnicas que permiten la obtención de una imagen a través de las interferencias producidas por la diferencia de caminos ópticos que existen entre los radiotelescopios. Resumiendo mucho este asunto podemos decir que lo que hace un array de telescopios es un barrido por los ángulos del cielo por donde va pasando la fuente que estamos observando, y que las diferentes geometrías que se utilizan en la disposición de los radiotelescopios realizan barridos diferentes, por lo que para cada fuente (dependiendo de la posición que ocupe en el cielo y del recorrido que haga a través del cielo en las horas que se esté observando) requerirá una disposición geométrica de los radiotelescopios diferente para optimizar la observación. Esto que quizás es un poco complicado de entender puede verse muy fácilmente con imágenes.

funcion_transferencia

En la imagen anterior vemos las diferentes coberturas del plano que realiza una disposición geométrica en particular para distintos ángulos de declinación del objeto a observar. Cada línea de las imágenes es el barrido que realiza uno de los radiotelescopios individuales. Lo que nos interesa es que el plano quede lo más cubierto posible. Si se diese el caso de que pudiésemos llenar completamente el plano con los barridos las antenas individuales, obtendríamos la máxima información posible que podemos obtener de nuestro array de radiotelescopios.

Puesto que no podemos poner el objeto que queremos observar en la posición que queremos, lo que hacemos es mover los radiotelescopios para que en el barrido que hacemos en la horas de observación este plano esté lo más densamente cubierto que sea posible.

Todo este tema tiene una complicación matemática y física que queda lejos de poder explicarse con esta sencillez, sin embargo los principios básicos de la técnica de radiointerferometría pueden explicarse de esta forma. Y es la razón de el por qué de que ALMA se haya construido de esta forma.

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