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									       Radioastronomía
               e
        Interferometría
                    José L. Gómez
           Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)
         Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC




Cursos de Verano 2003                       Universidad de Alcalá
Índice:
 Los comienzos de la Radioastronomía
 Interferometría
 Redes interferométricas
   Interferómetros conexos
   Interferómetros inconexos
 Radiointerferometría en Astrofísica
 Futura Instrumentación
 Interferometría a otras longitudes de onda
Los comienzos de la Radioastronomía
Las primeras observaciones radioastronómicas
fueron realizadas por Karl Jansky en 1933.
Con una antena capaz de detectar radio ondas a
un longitud de onda de 15 m, Jansky detecto la
primera emisión radio del centro de la Vía
Lactea. Sus resultados llegaron a ser publicados
en la portada del periódico “The New York
Times”, el 5 de Mayo de 1933.
Los comienzos de la Radioastronomía
Años más tarde, Grote Reber, un astrónomo
aficionado, se construía una antena parabólica
de 10 m en el jardin de su casa con el fin de
detectar ondas de radio cósmicas.




Sus primeras detecciónes fueron
publicadas en:
Reber, ApJ, 100, 279, en 1944.
                                           En Abril de 1949 Reber publicaba las primeras
                                           imágenes del cielo a longitudes de onda radio
                                           en Sky and Telescope, Vol. 8, No. 6.
Radioastronomía vs. Astronomía óptica
El poder resolutivo de un instrumento,
trabajando en el límite de difracción, viene
dado por =1.02 /D
Por tanto, para obtener resoluciones de 1” de
arco:
          óptico        14 cm
          radio         2.5 Km
                                                  Antena de Green Bank (NRAO):
Posibles soluciones:                               Sus 100 metros permiten una resolución
                                                   angular de 14” de arco a 8 mm
    • Aumentar la apertura (D)
    • Reducir la longitud de onda
    • Interferometría
         • Combinar la señal de múltiples antenas de
           manera que D sea la máxima separación
           entre ellas

                                                                            Very Large Array
Interferometría
Experimento de Young: franjas de interferencia
producidas por las ondas de luz al atravesar una
pantalla con dos rendijas.
La intensidad en un punto de la pantalla viene dada
por (1+ cos ), siendo  la diferencia de fase
introducida por la geometría:

                              2 x d
                         
                                D
Si Imax es la intensidad máxima registrada en el
patrón de interferencias, e Imin es la intensidad
mínima, podemos definimos la visibilidad V como:

       I I                    Los observables son:
    V  m ax m in
       I m ax  I m in         • La amplitud: Máximo de V
                               • La fase: desviación del máximo con respecto al origen dado
                                          por diferencia en la llegada de la señal a las rendijas
Radiointerferometría
                  Un     radiointerferómetro   funciona       como        un
                  interferómetro de Michelson:

              θ       Las antenas son equivalentes a las rendijas
   in 



                  
 Bs




                     La potencia recibida viene dada por:
          B
                                               2         
                                   P  1  cos    B sin  
                                                         
                      siendo función de la línea de base B y el retraso
                      geométrico del interferómetro B sin θ




                                             B sin θ
Radiointerferometría
                  Un     radiointerferómetro   funciona                            como          un
                  interferómetro de Michelson:

              θ       Las antenas son equivalentes a las rendijas
   in 



                  
 Bs




                     La potencia recibida viene dada por:
          B
                                                           2            
                                           P  1  cos         B sin  
                                                                        
                      siendo función de la línea de base B y el retraso
                      geométrico del interferómetro B sin θ
                     Detección de las franjas requiere conocer la línea de base con una precisión de


                                                     cm
                                                  3         10 8
                                                modelo km
                      El correlador necesita unB 10geométrico con esta precisión, corrigiendo
                      por precesión, nutación, movimiento de las placas tectónicas, variaciones
                      atmosféricas, etc.
Radiointerferometría
                  Teorema de van Cittert-Zernike:

                  Para una fuente extensa, su distribución de brillo en
              θ   el plano del cielo I(x,y) y la función visibilidad V(u,v) detectada por
   in 




                  el interferómetro están relacionadas por una transformada de Fourier:
 Bs




          B
                                                               2i ( ux vy ) 
                              V (u, v)   I ( x, y ) e                           dx dy
                                                               2i ( ux vy ) 
                               I ( x, y )   V (u, v) e                          du dv
                  donde u=Bx/λ y v=By/λ son las frecuencias espaciales en el espacio (u,v).

                  Una línea de base proporciona un único valor de la función visibilidad, es decir,
                  un punto en el espacio (u,v).
Radiointerferometría

Con el fin de obtener un buen cubrimiento del plano u-v, Martin Ryle desarrollo
el principio de síntesis de apertura, por el que recibió el premio Nobel en 1974
La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el
plano (u,v)
Radiointerferometría

Con el fin de obtener un buen cubrimiento del plano u-v, Martin Ryle desarrollo
el principio de síntesis de apertura, por el que recibió el premio Nobel en 1974
La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el
plano (u,v)

Esta limitación en el muestreo del plano (u,v) hace
que lo que recuperemos es la “imagen sucia” (Idirty)
de la distribución real de brillo en la fuente (Inorm):

                                                2i (uxvy ) 
    I dirty ( x, y)   S (u, v) V (u, v) e                      du dv

                    Bdirty ( x, y)  I norm ( x, y)

donde Bdirty(x,y) es la transformada de Fourier de la función de muestreo
S(u,v), o “haz sucio”.
Radiointerferometría

Con el fin de obtener un buen cubrimiento del plano u-v, Martin Ryle desarrollo
el principio de síntesis de apertura, por el que recibió el premio Nobel en 1974
La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el
plano u-v

Las técnicas de reconstrucción de imágenes
(deconvolución, autocalibración), nos permiten obtener la
imagen final con un alto rango dinámico
Radiointerferometría
Ejemplo práctico

Observación interferométrica de la radio galaxia 3C120.
  • Red consistente en 10 radio telescopios de 25 m cada
    uno, observando a una longitud de onda de 1.3 cm
  • El experimento tuvo una duración de 12 horas.
  • Máxima línea de base de 8600 km
Radiointerferometría
Ejemplo práctico

Observación interferométrica de la radio galaxia 3C120.
                                                                  Imágenes radio
  • Red consistente en 10 radio telescopios de 25 m cada          Resolución de ~0.0001”
    uno, observando a una longitud de onda de 1.3 cm
  • El experimento tuvo una duración de 12 horas.
  • Máxima línea de base de 8600 km




                                      Imagen óptica
                                      Resolución de ~0.1” (HST)

                  El VLBA proporciona una resolución unas 1000 veces mejor que el HST
                  Podríamos distinguir una pelota de fútbol en la Luna
Radiointerferometría
Ejemplo práctico


                       Cubrimiento del plano (u,v):
                        Cada punto en el plano representa
                         un valor de la función visibilidad
                         para una línea de base y un tiempo
                         dados
                        Se pueden apreciar como la
                         rotación terrestre muestrea el
                         plano para una línea de base
                         determinada
Radiointerferometría
Ejemplo práctico




     La transformada de Fourier del cubrimiento (u,v) nos da el haz sucio
Radiointerferometría
Ejemplo práctico


                   KP-LA




    Amplitud
                   KP-MK

    Fase               Variabilidad de las visibilidades:
                        Estas varían con el tiempo, tanto
                         en amplitud como en fase
                        Líneas de base cortas (KP-LA)
                         presentan una menor variabilidad
                         que las líneas de base largas ya
                         que     muestrean    frecuencias
                         espaciales distintas
Radiointerferometría




    Algoritmos de reconstrucción de imágenes (CLEAN, MEM …)
Radiointerferometría

Desarrollo de la técnica:
En 1946 Ryle y Vonberg construyeron en Cambridge (UK) el
primer radiointerferómetro de Michelson. Constaba de 2
antenas y una línea de base de 500 m, proporcionando una
resolución de 20’.

Durante los años 50 y 60 se desarrolló la:
Radiointerferometría conexa
  Los elementos del interferómetro están conectados
  por cable o radio enlaces (p.j., VLA)

Radiointerferometría inconexa (VLBI)
  La señal es grabada en cada antena para ser
  posteriormente procesada en el correlador
Principales radiointerferómetros - Conexos
                        WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope)

                        Construido en 1970, consta de 10 antenas fijas y 2
                        móviles de 25 m. Inicialmente operaba a 21 cm, y
                        proporcionaba una resolución angular de 23”.
                        Actualmente observaciones a 3.6 cm permiten
                        resoluciones angulares de 2”.


                                   MERLIN (Multi Element Radio Linked
                                              Interferometer Network)
                             Construido a finales de 1970, consta de 7
                             antenas, incluyendo la de 74 m de Jodrell
                             Bank, repartidas por UK.
                             Opera a frecuencias entre 151 MHz y 24 GHz.
                             Con una separación máxima de 217 km,
                             MERLIN obtiene resoluciones angulares de 8
                             mas.
Principales radiointerferómetros - Conexos
VLA (Very Large Array)

Construido en 1980 (costó 1$ por
contribuyente), consta de 27 antenas de 25
m, con una separación máxima de 36 km.

VLA                                 1967     1980     2001
Resolución (arcsec)                     1       0.1      0.04
Sensitividad en 8 horas rms (mJy)   0.1-1     0.05       0.01
Canales espectrales                      -     256       512
Bandas de observación                   2        4           8
Rango de longitudes de onda (cm)    3.7,11   1.2-20   0.7-400



Puede ser considerado como el mejor
radiointerferómetro construido hasta la
fecha.
Mas de 2000 investigadores de cientos de instituciones lo han utilizado, sumando un total de
más de 10,000 programas de observación.
Principales radiointerferómetros - VLBI
VLBI (Very Long Baseline Array)

En 1962, Matveyenko (RLPI, Moscú) sugirió la
posibilidad de grabar la información de cada
antena por separado, para luego unirla en el
correlador y obtener las franjas de interferencia
Las primeras franjas de interferencia de VLBI
se obtuvieron el 8 de Mayo de 1967, entre
Green Bank y Maryland, con una línea de base
de 220 km y una resolución angular de 0.5”.


Red de VLBI Mundial (Global VLBI)
En 1975 Cohen organizó la primera sesión de
VLBI global, realizandose las primeras
observaciones en Abril de 1976, involucrando
7 antenas.
En la actualidad la red mundial de VLBI
cuenta con mas de 20 antenas repartidas en
todo el mundo.
Principales radiointerferómetros - VLBI
EVN (European VLBI Network)
Las primeras observaciones se realizaron en
1980 usando 5 antenas.
En la actualidad, esta red europea consta de 14
antenas repartidas por 10 paises europeos y
asiáticos.
En 1998 se instaló el nuevo correlador capaz de
manejar a la vez 16 estaciones.




   Correlador del JIVE (EVN)
Principales radiointerferómetros - VLBI
VLBA (Very Long Baseline Array)
En 1982 se aprobó el proyecto para la
construcción de la red americana de VLBI.
Las primeras observaciones se realizaron en
1993
El VLBA consta de 10 antenas de 25 m cada
una, repartidas desde las Islas Vírgenes a
Hawaii.




                                              Actualmente es el mejor instrumento para
                                              observaciones de máxima resolución (7
                                              mm) en polarización.
                                              Permite el estudio del campo magnético
                                              en jets con una resolución de 0.15 mas
Principales radiointerferómetros - VLBI
CMVA (Coordinated Millimeter VLBI Array)   VSOP (VLBI con antenas en órbita)

Red mundial (Europa + EEUU) para           En 1997 se lanzó la antena japonesa
observaciones de VLBI a 86 GHz (3 mm).     HALCA de 10 m en un orbita terrestre
Permite obtener resoluciones de 50 as.    con un apogeo de 21,400 km.
                                           Observaciones conjuntas con las antenas
                                           terrestres permiten resoluciones de 0.6
                                           mas a 6 cm.
Principales radiointerferómetros - VLBI
Principales radiointerferómetros - VLBI
Logros                                                               Formación Estelar
              VLA contínuo 7 mm               Eyección de “burbujas” VLBA Maseres de H20
                                              jóvenes (33 años) de
                                              H20 en la región de
                                              formación estelar de
                                              Cefeo A




           Rodriguez et al. (1998)

Primera detección de un sistema
binario protoplanetario                                                        Torrelles et al. (2001)

                               VLA: Maseres de H20 y radiocontínuo

                                                                     Disco
                                                                     protoplanetario
                                                                     del tamaño del
                                                                     Sistema    Solar
                    Torrelles et al. (1998)                          en NGC2071
Logros                                              Estrellas




                                              Primer estudio de la
                                              evolución  de     una
                                              atmósfera estelar.




                                              Se     observa    una
                                              expansión asimétrica
                                              de    la    envoltura,
                                              probablemente
                                              debida a una enorme
                                              perdida de masa.
VLBA máseres de SiO
37 observaciones polarimétricas bisemanales
Logros                                             Nebulosas Planetarias

                                                                 VLA máseres de H20




                                                                 Miranda et al. (2001)
   Nebulosa planetaria menor de edad (17 años):
   Máseres de agua en K3-35, probablemente debido a su
   juventud, lo que impide que la emisión ultravioleta disocie
   las moléculas de H20.
Logros                                                              Supernovas
    VLBA+Global VLBI                                                             VLA

                         Expansión en la
                         supernova 1993J:
                         Se observa una
                         expansión
                         anisótropa, debida
                         a la interacción
                         con el ISM                                 Colina et al. (2001)
                                                         Primera detección de una
                                                         Supernova en un Seyfert 1
                             Supernovas en M82:
                                                                 Global VLBI a 18 cm
                                                 MERLIN+VLA




                                              EVN
Marcaide et al. (1995)
                                  Pedlar et al. (1999)          McDonald et al. (2001)
 Logros                                    SgrA* (Centro Galáctico)

                                                         VLBA 7 mm


Observaciones de VLBI han
permitido detectar el
movimiento del Sol en torno
a la galaxia en tan solo 10
dias.




                              Reid et al. (1999)
 Logros                                          Absorción y HI en Galaxias
                                                                             VLA+WSRT
                                                                               21 cm

                                   VLBA




                                                                       Thilker et al. (2001)
                                               Distribución de HI y curva de rotación en
                                               M33
                                                                      Absorción en HI
                        Walker et al. (2000)                          en 1946+708:
Absorción libre-libre en 3C84:
                                                                      Evidencias      de
Evidencias de gas ionizado formando un                                estratificación
disco de acrecimiento en torno al núcleo                              en la envoltura
de 3C84                                                               del chorro



                                                VLBA+EVN+GB           Peck et al. (1999)
Logros                                        Cosmología
                                        EVN+WSRT
     EVN 1.6 GHz




                        Radio imágenes del campo profundo del
                        Hubble revelan AGNs a muy alto redshift
                        (z=4.4).
                        Probable existencia de agujeros negros
                        masivos en las primeras etápas de
                        formación galactica.


Garrett et al. (2001)
 Logros                                Chorros Relativistas - Microcuásares

    VLA
    3.5 cm                   VLBA                                                       LS 5039
                             1.6 GHz




                                                                                VLBA+VLA
                                                                                5 GHz
          GRS 1915+105
                                                  GRO J1655-40
Mirabel y Rodríguez (1994)                                                      Paredes et al. (2000)

Primera detección de                      Hjellming y Rupen (1995)
                                                                     Primer “micro-blazar”:
movimientos                  Detección de una precesión en
superlumínicos en            el chorro de GRO J1655-40               Identificación con   la
nuestra galaxia:                                                     posición de la fuente
Microcuásares.                                                       EGRET 3EG J1824-1514
Logros     Chorros Relativistas - AGNs
         Sin duda, la mayor contribución de la
         radiointerferometría ha sido en el
         estudio de los chorros relativistas en
         AGNs
  Logros                Chorros Relativistas - AGNs

                               Movimiento superlumínico:
                                En 1971, y a través de una
                                 única línea de base entre el
                                 Este (Goldstone) y Oeste
                                 (Haystack) de EEUU, se
                                 midió por primera vez un
                                 movimiento superluminico
                                 de 10 c en el cuásar 3C279
                                Este cambio de estructura
                                 se midió graciás a la
                                 variación del mínimo en la
                                 función visibilidad.
                                Fuerte     evidencia     del
                                 carácter relativistas de los
Whitney et al. (1971)            jets en AGN
 Logros               Chorros Relativistas - AGNs

                             Movimiento superlumínico:
                              En la actualidad podemos
                               obtener imágenes con una
                               sensibilidad y resolución
                               mucho mejor
                              Gracias al VLBA podemos
                               obtener películas que nos
                               muestran claramente la
                               evolución de los jets con el
                               tiempo




Gómez et al. (2000)
Logros   Chorros Relativistas - AGNs


         Observaciones radiointerferométricas
         han permitido determinar que la
         colimación inicial de los chorros ocurre
         en los primeros 30-100 Rs


                                  VLBI Global
                                  7 mm




                              Junor et al. (1999)
Futuro


       Aumento de la sensibilidad
         Mayor superficie colectora
         Mejora en los receptores y superficies de las antenas

       Mejora de la resolución angular
         Interferometría a altas frecuencias (milimétricas)
         Líneas de base más largas (VLBI espacial)

       Extensión a otras longitudes de onda
         Interferometría en el infrarrojo, óptico y rayos x
Futuro
EVLA (Extended VLA) – New Mexico Array

 Proyecto de mejora del VLA (aprobado el
 19 de Noviembre de 2001)
  - Nueva electrónica (fibra óptica)
      Aumento en sensibilidad en un factor 5-20
  - 8 posibles nuevas antenas. Líneas de base
    de 250 km.
      Mejora en resolución hasta 4 mas
  - 262,144 canales espectrales
  - Posible unión (fibra óptica) con el VLBA (ya
    con PT)

e-MERLIN

Aprobado el 5 de Diciembre de 2001
  - Conexión con fibra óptica permitiendo una mayor anchura de banda
    y por tanto sensibilidad (en un factor 30)
  - Es necesario un nuevo correlador, que servirá tambien para el EVLA
Futuro
RADIOASTRON (Rusia)

 - Antena en órbita de 10 m
 - Apogeo de 350,000 km
 - Observaciones a 92, 18, 6 y
   1.35 cm
 - Máxima resolución de 8as
 - En construcción

ARISE (Advanced Radio Interferometry
between Space and Earth) – JPL, NRAO

 - Antena en órbita de 25 m
 - Mejora en un factor 5 en resolución y
   sensibilidad comparado con VSOP
 - Apogeo de 40 – 50 mil km
 - Resolución entre 10 y 100 as
 - Observaciones a 8, 22, 43 y 86 GHz
Futuro

LOFAR (Low Frequency Array)
 Consorcio formado por ASTRON, NRL, y MIT
 - Array para muy bajas frecuencias (10-240 MHz)
 - Red de 60-165 estaciones interferométricas con
   1485 receptores
 - Líneas de base de 100 m a 400 km


SKA (Square Kilometer Array)

Proyecto internacional en estudio

  - Superficie colectora de > 1 km2
  - Observaciones entre 0.15 y 20 GHz
  - Resolución de 0.1” a 1.4 GHz
  - En estudio líneas de base de hasta
    5,000 km, lo que podría suponer un
    nuevo EVN mejorado
Futuro
ALMA (Atacama Large Millimeter Array)

Mejor instrumento para observaciones a
longitudes de onda milimétricas
Instrumento de participación internacional
(Europa, EEUU)

 - Mínimo de 64 antenas de 12 m
 - Observaciones entre 36 y 850 GHz
 - Resolución espectral de 0.05 km/s
 - Sensibilidad de 0.15 mJy a 36 GHz
 - Líneas de base entre 150 m y 10 km
 - Resolución angular de 10 mas

Primeras observaciones en 2010
Futuro
ALMA (Atacama Large Millimeter Array)

Objetivos científicos
- Anisotropía en la radiación de fondo de microondas
- Gas en galaxias: Formación estelar, estructura galáctica, evolución química
- SgrA*: Permitirá su estudio con resoluciones lineales de 0.01pc
- AGNs: Estructura del disco, toro de alta densidad, creación y formación de los
        chorros (conjuntamente con el CMVA), interacción de los chorros con el
        medio externo, estructura de los lóbulos (reaceleración, campo
        magnético)
- Formación estelar: colapso de nubes moleculares, discos protoplanetarios,
                     protoplanetas, flujos bipolares
- Nebulosas planetarias
Futuro
Las expectativas de futuro en la
radiointerferometría a corto y medio
plazo son excelentes

 - Aumento en la sensibilidad en más de
   un orden de magnitud
 - Mejora en la resolución llegando a las
   decenas de as
 - Podremos observar el cielo entre
   10 MHz y 850 GHz

El éxito de la radiointerferometría
abre las puertas a la extensión de la
interferometría a otras longitudes
de onda (infrarrojo, óptico, rayos x)
Futuro                Interferometría a otras frecuencias
DARWIN (ESA, >2015)

Interferómetro espacial en el infrarrojo
 - Interferómetro de cancelación (105) con
   capacidad de imagen y espectroscopía
 - 6 telescopios en configuración hexagonal
 - Requieren una precisión en la distancia
   óptica de 20 nm
 - Misión de 5 años de duración
 - Objetivos científicos:
     + Planetas extrasolares
     + Discos de acrecimiento en AGNs
     + Formación estelar                      Venus



                         Reconstrucción del             Tierra
                         Sistema Solar por
                         DARWIN
                                                Marte
Futuro                Interferometría a otras frecuencias
TPF (Terrestrial Planet Finder) – NASA 2011

Interferómetro espacial en el infrarrojo.
Muy similar a DARWIN (posible
colaboración)
 - 4 telescopios de 3.5 m
 - Líneas de base de 75 a 1000 m
 - Resolución angular de 3 as @ 1 km de
   línea de base
 - Observaciones entre 3 y 30 m

VLTI (Very Large Telescope Interferometer) - ESO

Interferómetro óptico
 - 4 telescopios de 8.2 m y 3 móviles de 1.8 m
 - Máxima línea de base de 200 m
 - Resolución angular 1 mas
 - Primeras franjas entre dos de los telescopios
   de 8.2 m el 29 de Octubre de 2001
Futuro              Interferometría a otras frecuencias
MAXIM – NASA 201?

Interferómetro espacial en rayos X
  - 32 “colectores”
  - Líneas de base de 200 m
  - Resolución angular de 0.1 as

                                                     COLLECTOR
                                                     SPACECRAFT
                                                     (32 PLACES
                                                     EVENLY SPACED)

                                             CONVERGER
                                             SPACECRAFT




                                             DETECTOR
                                             SPACECRAFT

								
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