Interferómetro de radio
La versión actual de la página aún no ha sido revisada por colaboradores experimentados y puede diferir significativamente de la versión revisada el 1 de septiembre de 2021; las comprobaciones requieren 2 ediciones .Un radiointerferómetro es un instrumento para observaciones radioastronómicas con alta resolución angular , que consta de al menos dos antenas separadas por una distancia e interconectadas por una línea de comunicación por cable [1] [2] .
Los interferómetros de radio se utilizan para medir las características de las esquinas finas en la emisión de radio del cielo [3] . En particular, se utilizan para obtener coordenadas particularmente precisas y dimensiones angulares de objetos astronómicos , así como imágenes de radio de cuerpos celestes con alta resolución [4] .
Con radiointerferometría se logran resoluciones angulares de hasta ~0.001 ″ . A modo de comparación, la resolución angular límite de las antenas individuales de los radiotelescopios es de ~17 ″ ( diámetro de 100 m a una longitud de onda de 7 mm ), que no es suficiente para resolver la estructura de las fuentes de radio distantes . En óptica , la resolución de los grandes telescopios terrestres ( diámetro ~6 m ) tiene un límite de ~1 ″ . La radiointerferometría permite realizar investigaciones tan importantes para la astronomía como: medir las posiciones de las fuentes de radio con una precisión que permite lograr la identificación con objetos que se encuentran en el espectro óptico y otros rangos del espectro electromagnético ; para medir y comparar con una resolución angular comparable parámetros como el brillo , la polarización y el espectro de frecuencia de los detalles del objeto de estudio en el rango de radio y en la óptica [3] .
Otro paso en el desarrollo de la radiointerferometría fue el denominado método de radiointerferometría de alcance ultralargo [2] .
Historia
Los descubrimientos de la emisión de radio cósmica por parte de Jansky y Roeber se realizaron sobre la base de mediciones de la potencia recibida por una sola antena . La interferometría de radio comenzó a desarrollarse después de la Segunda Guerra Mundial , durante la cual el estudio de la influencia de la actividad solar en los receptores de radar llamó la atención sobre las posibilidades de la radioastronomía . En 1946, Ryle y Vanberg construyeron un análogo de radio del interferómetro óptico de Michelson utilizando conjuntos de dipolos para 175 MHz . La base cambió de 10 a 140 longitudes de onda . En este y en la mayoría de los otros interferómetros de las décadas de 1950 y 1960 que operaban en longitudes de onda métricas , el patrón de antena se establecía a lo largo del meridiano y se realizaba un barrido en ascensión recta con la rotación de la Tierra [5] .
En 1965, los científicos soviéticos L. I. Matveenko , N. S. Kardashev , G. B. Sholomitsky propusieron registrar datos de forma independiente en cada antena de interferómetro y luego procesarlos juntos, como si simularan el fenómeno de la interferencia en una computadora . Esto permite que las antenas se distribuyan en distancias arbitrariamente largas. Por lo tanto, el método se denominó interferometría de radio de línea de base muy larga (VLBI) y se ha utilizado con éxito desde principios de la década de 1970.
Cómo funciona
El frente de una onda electromagnética emitida por una estrella distante cerca de la Tierra puede considerarse plano. En el caso del interferómetro más simple, que consta de dos antenas , la diferencia en la trayectoria de los rayos que llegan a estas dos antenas será igual a
,
dónde
- la diferencia en la trayectoria de los rayos; — distancia entre antenas; - el ángulo entre la dirección de llegada de los rayos y la normal a la línea en la que se encuentran las antenas.
Así, en , las ondas que llegan a ambas antenas se suman en fase. Las ondas estarán en antifase por primera vez en
. .
donde es la longitud de onda.
El próximo máximo estará en , el mínimo estará en , y así sucesivamente.
De este modo, se obtiene un patrón de radiación multilobular (DN) cuya anchura del lóbulo principal at es igual a . El ancho del lóbulo principal determina la máxima resolución angular del radiointerferómetro, es decir, es aproximadamente igual a su ancho [7] .
Con un mayor número de antenas ubicadas periódicamente, el ancho del máximo principal estará determinado por la relación de la longitud de onda a la distancia entre las antenas extremas, y la distancia a los máximos laterales estará determinada por la relación de dos longitudes de onda a la distancia. distancia entre antenas adyacentes, es decir, con un aumento en el número de antenas, los máximos laterales se alejarán de la principal. Como regla general, las antenas de interferómetro se vuelven direccionales al bajar los lóbulos laterales del patrón de radiación del interferómetro debido al RP de las antenas individuales.
Las antenas están conectadas a través de desfasadores , que se pueden controlar para cambiar la dirección del máximo principal del patrón del interferómetro.
Dispositivo
Un interferómetro de radio consta de dos (interferómetro de radio elemental) o más antenas separadas por una gran distancia e interconectadas por una línea de comunicación de cable, guía de ondas o relé. Las señales recibidas por las antenas desde la fuente de emisión de radio son alimentadas a través de la línea de comunicación a la entrada de un dispositivo receptor común, donde son analizadas y registradas. [una]
Las pérdidas del cable de alta frecuencia y la atenuación de la señal asociada limitan las bases del interferómetro de radio , especialmente en las frecuencias altas. Por lo tanto, las señales recibidas primero se amplifican, se convierten a bajas frecuencias y solo luego se transmiten por cable o utilizando un repetidor similar a la televisión. Al mismo tiempo, para no perder la coherencia de las señales y controlar la longitud eléctrica de sus caminos de propagación, se transmiten señales auxiliares. La longitud de la base de tales interferómetros de radio puede ser de decenas de kilómetros y la resolución angular puede ser de décimas de segundo de arco. Sin embargo, un aumento adicional en la base está asociado con dificultades en la transmisión de señales sin pérdida de coherencia, la complejidad de controlar las longitudes eléctricas de los canales de transmisión de señales y compensar los grandes retrasos de las señales. [2]
Galería de interferómetros de radio
Galería de imágenes radiointerferométricas
-
3C75
Véase también
Notas
- ↑ 1 2 [bse.sci-lib.com/article094926.html Interferómetro de radio] . Gran Enciclopedia Soviética . 3ª edición (1978). Consultado el 21 de agosto de 2009. Archivado desde el original el 6 de abril de 2012. (Consulta: 16 de noviembre de 2011)
- ↑ 1 2 3 Interferómetro de radio // Física espacial: pequeña enciclopedia / Ed. R. A. Sunyaeva . - 2ª ed. - M. : Enciclopedia soviética, 1986. - S. 547. - 783 p. — ISBN 524(03). (Consulta: 16 de noviembre de 2011)
- ↑ 1 2 Thompson et al., 1989 , pág. once.
- ↑ Konnikova V.K., Lekht E.E., Silantiev N.A. 6.4. Interferómetros // Radioastronomía práctica / M. G. Mingaliev, M. G. Larionov. - M. : MGU, 2011. - S. 241. - 304 p. (Consulta: 29 de noviembre de 2011)
- ↑ Thompson et al., 1989 , pág. 26
- ↑ Thompson et al., 1989 , pág. 54.
- ↑ Prokhorov M., Rudnitsky G. El telescopio más agudo // La vuelta al mundo . - 2006. - Nº 12 .
Literatura
- Thompson R., Moran J., Swenson J. Interferometría y síntesis en radioastronomía / Ed. L. I. Matveenko. — M .: Mir, 1989. — 568 p. - 1220 copias. — ISBN 5-03-001054-8 , BBC 22.64. (Consulta: 31 de enero de 2012)
Enlaces
 diccionarios y enciclopedias |
|---|
| Telescopio | |
|---|---|
| Tipo de | |
| montar | |
| Otro | |
| astronomía radial | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Conceptos básicos | |||||||||
| radiotelescopios |
| ||||||||
| Alusiones personales | |||||||||
| Temas relacionados | |||||||||
| Categoría:Radioastronomía | |||||||||