RadioastronomíaeInterferometría Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá José L. Gómez Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) Institut d’Estudis

RadioastronomíaRadioastronomíaee

InterferometríaInterferometría

Cursos de Verano 2003Cursos de Verano 2003 Universidad de Alcalá Universidad de Alcalá

José L. GómezJosé L. GómezInstituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)

Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSICInstitut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC

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 RadioastronomíaLos 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 RadioastronomíaLos comienzos de la RadioastronomíaAños 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 ópticaRadioastronomía vs. Astronomía ópticaEl 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): Sus 100 metros permiten una resolución angular de 14” de arco a 8 mm

Posibles soluciones:

• 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

InterferometríaInterferometría

Experimento de Young: franjas de interferencia producidas por las ondas de luz al atravesar una pantalla con dos rendijas.

D

dx

2

La intensidad en un punto de la pantalla viene dada por (1+ cos ), siendo la diferencia de fase introducida por la geometría:

Si Imax es la intensidad máxima registrada en el

patrón de interferencias, e Imin es la intensidad

mínima, podemos definimos la visibilidad V como:

minmax

minmax

II

IIV

Los observables son:

• 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

RadiointerferometríaRadiointerferometríaUn radiointerferómetro funciona como un interferómetro de Michelson:

Las antenas son equivalentes a las rendijas

La potencia recibida viene dada por:

siendo función de la línea de base B y el retraso geométrico del interferómetro B sin θ

sin2

cos1 BP

sinB

B

θ

B sin θ

RadiointerferometríaRadiointerferometríaUn radiointerferómetro funciona como un interferómetro de Michelson:

Las antenas son equivalentes a las rendijas

La potencia recibida viene dada por:

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

El correlador necesita un modelo geométrico con esta precisión, corrigiendo por precesión, nutación, movimiento de las placas tectónicas, variaciones atmosféricas, etc.

sin2

cos1 BP

sinB

B

θ

83

1010

km

cm

B

RadiointerferometríaRadiointerferometríaTeorema de van Cittert-Zernike:

Para una fuente extensa, su distribución de brillo en el plano del cielo I(x,y) y la función visibilidad V(u,v) detectada por el interferómetro están relacionadas por una transformada de Fourier:

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).

sinB

B

θ

dvduvuVyxI

dydxyxIvuV

ee

vyuxi

vyuxi

)(2

)(2

),(),(

),(),(

RadiointerferometríaRadiointerferometría

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)



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):

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

dvduvuVvuSyxI e

vyuxi

dirty )(2

),(),(),(

),(),( yxIyxB normdirty


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


La rotación terrestre permite mejorar el muestreo de la función visibilidad en el plano u-v


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


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 Imagen óptica

Resolución de ~0.1” (HST)

Imágenes radioResolución de ~0.0001”

El VLBA proporciona una resolución unas 1000 veces mejor que el HST

Podríamos distinguir una pelota de fútbol en la Luna


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


Ejemplo práctico

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


Ejemplo práctico

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

Amplitud

Fase

KP-LA

KP-MK


Algoritmos de reconstrucción de imágenes (CLEAN, MEM …)


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 - ConexosPrincipales radiointerferómetros - Conexos

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”.

WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope)

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 - ConexosPrincipales radiointerferómetros - Conexos

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

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

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.

VLA (Very Large Array)

Principales radiointerferómetros - VLBIPrincipales radiointerferómetros - VLBI

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”.

VLBI (Very Long Baseline Array)

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.


Las primeras observaciones se realizaron en 1980 usando 5 antenas.

En 1998 se instaló el nuevo correlador capaz de manejar a la vez 16 estaciones.

Correlador del JIVE (EVN)

EVN (European VLBI Network)

En la actualidad, esta red europea consta de 14 antenas repartidas por 10 paises europeos y asiáticos.


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

VLBA (Very Long Baseline Array)


Red mundial (Europa + EEUU) para observaciones de VLBI a 86 GHz (3 mm). Permite obtener resoluciones de 50 as.

CMVA (Coordinated Millimeter VLBI Array)

En 1997 se lanzó la antena japonesa HALCA de 10 m en un orbita terrestre con un apogeo de 21,400 km.

Observaciones conjuntas con las antenas terrestres permiten resoluciones de 0.6 mas a 6 cm.

VSOP (VLBI con antenas en órbita)



Logros Formación EstelarLogros Formación Estelar

Torrelles et al. (1998)

Disco protoplanetario del tamaño del Sistema Solar en NGC2071

VLA: Maseres de H20 y radiocontínuo

Primera detección de un sistema binario protoplanetario

VLA contínuo 7 mm

Rodriguez et al. (1998)

Eyección de “burbujas” jóvenes (33 años) de H20 en la región de formación estelar de Cefeo A

Torrelles et al. (2001)

VLBA Maseres de H20

Logros EstrellasLogros 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 PlanetariasLogros Nebulosas Planetarias

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.

VLA máseres de H20

Miranda et al. (2001)

Logros SupernovasLogros Supernovas

Expansión en la supernova 1993J:

Se observa una expansión anisótropa, debida a la interacción con el ISM

VLBA+Global VLBI

Marcaide et al. (1995)

Supernovas en M82: Global VLBI a 18 cm

McDonald et al. (2001)Pedlar et al. (1999)

MERLIN+VLA

EVN

VLA

Colina et al. (2001)

Primera detección de una Supernova en un Seyfert 1

Logros SgrA* (Centro Galáctico)Logros SgrA* (Centro Galáctico)

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

VLBA 7 mm

Reid et al. (1999)

Logros Absorción y HI en GalaxiasLogros Absorción y HI en Galaxias

VLBA

Absorción libre-libre en 3C84:

Evidencias de gas ionizado formando un disco de acrecimiento en torno al núcleo de 3C84

Walker et al. (2000)

VLA+WSRT21 cm

Distribución de HI y curva de rotación en M33

Thilker et al. (2001)

VLBA+EVN+GB

Absorción en HI en 1946+708:

Evidencias de estratificación en la envoltura del chorro

Peck et al. (1999)

Logros CosmologíaLogros Cosmología

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.

EVN+WSRT

Garrett et al. (2001)

EVN 1.6 GHz

Logros Chorros Relativistas - MicrocuásaresLogros Chorros Relativistas - Microcuásares

VLA3.5 cm

Mirabel y Rodríguez (1994)

Primera detección de movimientos superlumínicos en nuestra galaxia: Microcuásares.

GRS 1915+105

Hjellming y Rupen (1995)

GRO J1655-40

Detección de una precesión en el chorro de GRO J1655-40

VLBA1.6 GHz

LS 5039

VLBA+VLA5 GHz

Paredes et al. (2000)

Primer “micro-blazar”:

Identificación con la posición de la fuente EGRET 3EG J1824-1514

Logros Chorros Relativistas - AGNsLogros Chorros Relativistas - AGNs

Sin duda, la mayor contribución de la radiointerferometría ha sido en el estudio de los chorros relativistas en 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 jets en AGNWhitney et al. (1971)


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)


VLBI Global7 mm

Junor et al. (1999)

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

FuturoFuturo

Aumento de la sensibilidadMayor superficie colectora

Mejora en los receptores y superficies de las antenas

Mejora de la resolución angularInterferometría a altas frecuencias (milimétricas)

Líneas de base más largas (VLBI espacial)

Extensión a otras longitudes de ondaInterferometría en el infrarrojo, óptico y rayos x

FuturoFuturo

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

FuturoFuturo

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

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 8as- En construcción

FuturoFuturo

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

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

FuturoFuturo

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

FuturoFuturo

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

FuturoFuturo

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

El éxito de la radiointerferometría abre las puertas a la extensión de la interferometría a otras longitudes de onda (infrarrojo, óptico, rayos x)

- Mejora en la resolución llegando a las decenas de as

- Podremos observar el cielo entre 10 MHz y 850 GHz

Futuro Interferometría a otras frecuenciasFuturo 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

Marte

TierraReconstrucción del Sistema Solar por DARWIN


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

MAXIM – NASA 201?

Interferómetro espacial en rayos X - 32 “colectores”

- Líneas de base de 200 m- Resolución angular de 0.1 as

DETECTORSPACECRAFT

CONVERGERSPACECRAFT

COLLECTORSPACECRAFT(32 PLACESEVENLY SPACED)


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