Año 21 Número 82 – Septiembre 2023
Por Luca Cabral
A la hora de hablar de radiotelescopios, existen los llamados de “disco simple” y los “radio interferómetros”. Los de disco simple fueron los primeros en desarrollarse, y su principal característica es que su resolución aumenta con la dimensión de la antena. Un ejemplo de este tipo de radiotelescopio son las Antenas Varsavsky y Bajaja (Figura 1) ubicadas en el Instituto, cuya resolución es de 0,5 grados. Como quizás se podría anticipar, al querer aumentar la resolución de esta clase de radiotelescopios se llega a una limitación constructiva; con lo cual, para obtener imágenes en radio de fuentes astronómicas con mayor resolución, se tuvo que buscar una alternativa a este problema.
Figura 1: Radiotelescopios Varsavsky (frente) y Bajaja (atrás). Créditos: IAR
La interferometría fue una técnica originalmente utilizada para estudiar la luz en el llamado experimento de Young; este experimento constaba de dos paredes consecutivas, la primera con una rendija y la siguiente con dos, donde detrás de ellas había una pantalla. Al encender la fuente, la luz primero pasaba a través de la primera rendija, para que ésta viniera de un único punto; luego los rayos atravesaban la pared con dos rendijas y, la luz a la salida de cada una se acoplaban, generando una interferencia de la luz consigo misma, que en la pantalla se veía como en la Figura 2. Estudiando la forma de este patrón de interferencia, para distintas separaciones entre las rendijas, podemos obtener información sobre la fuente de luz. Resulta que esta idea de interferometría se puede trasladar para realizar observaciones en radioastronomía; ahora el papel de la doble rendija lo van a desempeñar dos antenas, y cambiando la electrónica de los receptores para acoplar las señales, se genera un patrón de interferencia como el del experimento de Young.
Figura 2: Experimento de Young. Créditos: Double Slit
Retomando la idea del problema original, ahora que el radiotelescopio se forma con un par de antenas, la resolución actual ya no depende del diámetro de cada antena individual sino de la separación entre ellas; esto permite utilizar antenas de tamaño relativamente chicas, comparadas por ejemplo a las que posee el Instituto, ya que simplemente hay que separarlas una dada distancia para poder aumentar la resolución. Hay que remarcar que no todas son ganancias, ya que hay otros parámetros como la sensibilidad que dependen del área total que tenga el telescopio. Para que el interferómetro alcance el mismo desempeño que el disco simple, se deben elegir los tamaños acorde para lograr la misma área.
Por otra parte, si se pretende caracterizar lo mejor posible una fuente astronómica, es preferible tener más de dos antenas, lo cual deriva en el llamado “arreglo interferométrico”, de tal forma que cada par de antenas aporte un nuevo dato que permita un mejor estudio de las fuentes astronómicas.
Otro camino para obtener más información es utilizando la rotación de la tierra, ya que esto hace que el tamaño aparente de la rendija formada por cada par de antenas sea distinto conforme transcurre el día. Por último, el tercer camino es moviendo mecánicamente las antenas, el cual es el caso de uno de los radio interferómetros más conocidos, el Very Large Array (VLA) ubicado en Socorro, Nuevo México (Figura 3), el cual aparece en películas famosas como Contacto o Transformers. Del lado izquierdo de la Figura 3 se puede observar que el arreglo está dispuesto en forma de “Y”. El arreglo se compone de 27 antenas de 25 metros de diámetro cada una, y posee un riel (lado derecho de la Figura 3) con el cual se puede desplazar las antenas manteniendo la misma forma de Y pero variando la separación entre ellas. Este arreglo posee 4 configuraciones llamadas A, B, C y D donde la línea de base (distancia entre antenas) más larga en cada configuración es de 3,3 veces más grande que la anterior, siendo de 3,3 km en la configuración D y 36 km con la configuración A. Cuando este radio interferómetro opera en la misma frecuencia que los radiotelescopios del instituto, la resolución angular varía entre 0,019 y 0,0625 grados, dependiendo de la configuración elegida.
Figura 3: Very Large Array. Créditos: Dave Finley (NRAO/AUI)
El último componente dentro de los elementos de un radio interferómetro es el correlador, que se encarga de procesar los datos de cada radio interferómetro del arreglo generando la señal de interferencia. Un correlador destacable es el que posee el Submillimeter Array (SMA), ubicado en Mauna Kea, Hawaii, que consta de 8 antenas móviles como en el caso del VLA, con la diferencia de que no hay un riel sobre el cual se las desplaza, sino que hay un vehículo especial que carga las antenas y las mueve sobre una ruta demarcada. El correlador de SMA se caracteriza por su gran ancho de banda, lo que significa que recopila información de muchas frecuencias, lo que permite caracterizar mejor las fuentes observadas. Dado que opera a altas frecuencias, este gran ancho de banda permite, por ejemplo, hacer relevamientos precisos de composición química de fuentes astronómicas, ya que muchas moléculas poseen componentes de frecuencia ubicadas en el rango de trabajo de SMA.
Figura 4: Submillimeter Array. Créditos: Jonathan Weintroub
Actualmente el IAR está llevando a cabo un proyecto para construir el primer radio interferómetro argentino, denominado Arreglo Interferométrico Multipropósito (MIA, por sus siglas en inglés). El arreglo final consistirá de 64 antenas fijas; en una primera etapa se emplazarán 16 antenas, luego 32 y se terminará con las 64. En su última fase, tendrá una línea de base máxima de 55 km, lo cual a la frecuencia de operación la resolución será de 1 segundo de arco (0,0003 grados).
La etapa preliminar de este proyecto consiste en la construcción de un demostrador tecnológico llamado “MIA Pathfinder”. MIA Pathfinder va a ser un radio interferómetro de 3 antenas; esta configuración constituye el número mínimo de antenas necesario para poder realizar las calibraciones y pruebas de funcionamiento y así evaluar el desempeño del instrumento.
No sólo se debe verificar el correcto funcionamiento de cada una de las antenas, sino que se debe determinar cómo se ubicarán las antenas, incluyendo las de MIA Pathfinder, de tal forma de poseer un radiotelescopio funcional en todas sus etapas. Dado que las posiciones de las antenas van a ser fijas, se debe buscar cuál es el emplazamiento optimice el arreglo interferométrico.
Otro trabajo que se está realizando en paralelo a estas tareas, es el diseño del correlador, el cual poseerá un ancho de banda relativamente grande y que en primera instancia se diseñará para MIA Pathfinder. Eventualmente se lo tratará de escalar para las siguientes etapas del proyecto o se lo actualizará contemplando las alternativas existentes y los desarrollos realizados en esta materia.
Sobre el autor
Luca Cabral es ingeniero electrónico y doctorando en ingeniería en la Universidad Nacional de La Plata. El trabajo de su doctorado consiste en diseñar el correlador y determinar las posiciones óptimas para las antenas del proyecto MIA.