A detecção de fontes astronômicas é feita geralmente com um dipólo no fóco de um grande coletor. Como o tamanho das antenas de rádio embarca poucos comprimentos de onda, a detecção não é uniforme, e sim em forma de feixe, com ganhos diferentes em diferentes direções, e cada antena é construída para os comprimentos de onda que se quer observar. Por exemplo, a perfeição da superfície, normalmente de 1/20 λ, permite que se use uma malha em vez de uma superfície sólida para os comprimentos de onda longos. Se a antena estivesse emitindo onda, as ondas seriam emitidas neste feixe, com a máxima potência por ângulo sólido no eixo, e reduzindo-se para ângulos afastando-se deste eixo. A potência não é emitida em um feixe paralelo por causa do padrão de interferência causado pelo diâmetro limitado da antena. A mesma antena, recebendo radiação, segue o mesmo cone de ângulos, ou feixe. A resolução angular (função de espalhamento puntual, PSF) da antena é comparável ao tamanho angular do feixe (θ na figura acima).
A detecção de radiação entre 0,1 mm e alguns milímetros utiliza bolômetros, como no infravermelho longo.
A unidade de intensidade usada no rádio é o jansky (Jy):
A detecção das ondas de rádio se dá por um sensor que produz um sinal elétrico que preserva a informação de fase do sinal.
Na região
de MHz, o sensor normalmente é um dipólo colocado diretamente no
fóco do telescópio. Cada braço do dipólo tem um quarto do comprimento
de onda a ser medido e o dipólo é conectado por um cabo coaxial ao
pré-amplificador (HFETs=transistor de efeito de campo de heteroestrutura),
e deste a um misturador para adicionar o sinal
de um oscilador local, antes de ser medido por um conversor
analógico-digital.
O misturador adiciona o sinal de um oscilador local com freqüência
próxima mas distinta do sinal, de modo que a freqüência
de batimento esteja em uma freqüência muito menor
do que o sinal original.
Como o sinal em geral é mais fraco que o ruído,
por exemplo as regiões de formação estelar têm 10 K, medir a diferença
entre dois receptores adjacentes, chamado de alternância de Dicke,
é um forma muito usada. Foi inventada pelo físico e cosmólogo americano
Robert Dicke (1916-1997) na Segunda Guerra Mundial, trabalhando com radares
de microondas. Os amplificadores precisam ter ruído ultra baixo.
A sensibilidade de um dipólo pode ser melhorada
pela combinação de vários dipólos em um arranjo,
que pode ser colinear ou perpendicular, sempre separados
por intervalos de meio comprimento de onda.
Na região de GHz e acima, uma corneta normalmente é utilizada.
O sensor de altas freqüências é normalmente um SIS,
supercondutor-isolante-supercondutor, de modo que um
elétron no filme supercondutor absorve um fóton,
ganhando energia suficiente para atravessar o isolante e
ser detectado no outro supercondutor. Este processo
é conhecido como tunelamento assistido por fótons e
produz um elétron para cada fóton absorvido. Este detector
pode ser construído por duas camadas de nióbio separadas
por uma camada de óxido de alumínio com aproximadamente
1 nm, com todo o sistema refrigerado a 4 K.
O sinal em rádio é limitado pelo ruído de fundo, como no ótico.
A atmosfera da Terra irradia a 100 K para
comprimentos de onda próximos de 3 mm. Só entre
30 e 100 mm a temperatura cai até 2 K.
Para comprimentos de onda mais longos, a emissão
da Galáxia torna-se dominante, chegando a
105 K a 30 m.
Colocando-se um refletor, um braço condutor cerca de 5% maior do
que o dipolo e desligado deste, paralelo ao dipólo e 1/8 λ
deste, podemos eliminar a componente para trás do dipólo.
Para concentrar a radiação de uma grande área em um dipólo,
usam-se os grandes pratos parabólicos.
Pratos de até 100 m de diâmetro completamente direcionáveis
foram construídos para os rádio-telescópios de
Green Bank nos Estados Unidos
e Effelsberg na Alemanha, enquanto o
telescópio de Arecibo,
em Porto Rico, tem 305 m de diâmetro e é fixo.
Na interferometria, quando combinamos duas ou mais ondas com a mesma frequência, a intensidade resultante é determinada pela
diferença de fase entre as duas ondas - interferência construtiva e destrutiva. Na seção de aberrações, tratamos da intensidade gerada por uma fenda única:
Quando a luz
de comprimento de onda λ
passa por uma abertura, como o espelho primário de um
telescópio de diâmetro D, ela sofre difração e
os máximos da luz difratada ocorrem para ângulos
θmáximo tais que:
Tuomas Savolainen - Função Visibilidade, Síntese de Abertura e Deconvolução
Closure Phase, para evitar erros de fase das medidas.
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