Radio

Antena
As ondas de rádio com comprimentos de onda (freqüência) entre 10 mm (30 GHz, Efóton=0,01 eV) e 10 m (3 MHz) penetram até o nível do mar. A absorção torna-se total abaixo de 0,5 mm e existem muitas bandas de absorção entre 0,5 mm e 10 mm, principalmente devido ao vapor de água e ao oxigênio. A escala de altura do vapor de água na atmosfera é da ordem de 2000 m, de modo que observações acima desta altura reduzem a absorção nos comprimentos de onda menores significativamente. As ondas acima de 50 m são refletidas pela ionosfera.

A detecção 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 1/20λ, 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):

1 Jy = 10-26W m-2 Hz-1
em honra ao americano Karl Guthe Jansky (1905-1950), dos Laboratórios Bell, que em 1932 realizou as primeiras observações de emissão de rádio do cosmos. As fontes astronômicas têm entre 0,001 a 106 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.

Dipolo 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.
Arranjo 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.

Lobos
Diagrama polar da sensibilidade de uma antena para uma fonte distante. A antena mais simples, dipólo, aceita radiação de quase todas as direções. O diagrama é uma secção do padrão do feixe; o diagrama tridimensional é obtido girando o diagrama ao longo do eixo do dipólo, formando um toróide preenchido.

Ganho 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.

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Modificada em 24 mar 2013