6 . RÁDIO TELESCÓPIOS:

Em comprimentos de onda de rádio, podemos observar fenômenos que não podem ser vistos em comprimentos de onda ópticos. Exemplos importantes são átomos e moléculas de hidrogênio no gás interestelar, e elétrons acelerados por explosões em estrelas e galáxias até uma energia muito alta.

A propriedade mais marcante dos rádios telescópios é que eles são grandes. O maior telescópio com um só espelho (primário) do mundo fica no Observatório de Arecibo em Porto Rico. Este telescópio tem um espelho com diâmetro de 305 metros. Seus detetores são receptores de rádio localizados no foco primário do microscópio. Não é possível movimentar o espelho principal do Arecibo; ele fica fixo no chão. A movimentação é feita principalmente pela movimentação da Terra, mas o telescópio pode seguir um objeto por algumas horas através do movimento do foco primário.

Telescópio Arecibo

 

A principal razão pela qual rádio telescópios precisam ser tão grandes é o limite de difração (veja o tópico 4 acima). Como comprimentos de onda de rádio são muito maiores que comprimentos de onda de luz, a abertura do telescópio precisa ser proporcionalmente maior para que se obtenha resolução angular comparável. Por exemplo, um rádio telescópio precisaria de um diâmetro de 4 metros para observar comprimentos de onda de 10 cm com visão normal. (Verifique este cálculo. Assuma que a visão normal corresponde ao limite de difração do olho humano; o diâmetro da pupila é de 2 mm, e no limite de difração enxergamos um comprimento de onda de 5 ´ 10 -5 cm). Pelo mesmo raciocínio, um telescópio com diâmetro da ordem de 500 km seria necessário para observar ondas de rádio coma a resolução angular do Telescópio Espacial Hubble.

Você poderia pensar que não há a menor chance de se construir um radiotelescópio destes, e sem dúvida isso seria verdade se tivéssemos que construir um só espelho com diâmetro de 500 km. Mas os astrônomos acharam uma maneira de combinar o sinal de vários radiotelescópios separados de forma que eles ajam como se fossem um único com diâmetro efetivo igual à máxima separação entre os telescópios. Essa técnica é chamada interferometria . No item resolução angular , mencionamos os esforços dos astrônomos para desenvolver esta técnica que permite obter imagens muito precisas para radiação óptica e infravermelha. Mas na verdade a interferometria já é usada para radiotelescópios há mais de 40 anos. Fazer interferometria com radiotelescópios é muito mais fácil que com telescópios ópticos por dois motivos:
(1) a posição dos telescópios precisa ser controlada até uma fração do comprimento de onda a ser observado (para o radiotelescópio, a sua posição pode ter 1 cm de incerteza se ele vai observar ondas com comprimento de 10cm).
(2) ondas de rádio não sofrem distorções significativas quando atravessam a atmosfera terrestre.

Os dois mais importantes observatórios para radioastronomia são o Very Large Array — VLA (Arranjo Muito Grande) com 27 radiotelescópios localizados no Novo México, que tem uma separação máxima de 36 km, e o Very Long Baseline Array com 10 radiotelescópios espalhados do Havaí a Porto Rico — uma separaçao máxima de 8600 km, aproximadamente 3/4 do diâmetro da Terra!

Vista Aérea do VLA

 

Como você vai ver, ondas de rádio de alta frequência, com comprimentos de onda na faixa de 0,1 a 3 mm nos fornece uma das melhores "janelas" para a observação de galáxias e estrelas. Mas para observar ondas da ordem de mm, precisamos de radiotelescópios especiais, contendo antenas de formato extremamente preciso. Além disso, pelo fato de que o vapor d'água na atmosfera terrestre absorve essas ondas, é preciso colocar as antenas em lugares bem altos e secos. Na tabela abaixo, que lista alguns dos mais importantes radiotelescópios do mundo, você vai ver que telescópios projetados para ver ondas de poucos milímetros estão todos a grande altitude. Em 1998, o congresso aprovou financiamento (160 milhoes de dólares) para que a Fundação Nacional da Ciência construa o Atacama Large Millimeter Array (ALMA) um arranjo de 64 ou mais radiotelescópios projetados para observar sinais de ondas de rádio milimétricas.

Alguns dos Maiores Radiotelescópios do Mundo

 Nome

Localização, Altitude

Data de Instalação

Faixa Espectral

Número x Diâmetro

Baseline*

Res. Angular

  Arecibo

 Porto Rico

 1963

 3 cm - 6 m

 1 x 305m

 ---

20"

Effelsberg

Alemanha

 1973

 3mm - 70 cm

1 x 100m

 ---

 10"

Greenbank

Virgínia do Oeste

 1999

 3 mm -70 cm

 1 x 100m

 ---

 10"

JCMT

 Havaí, 4100m

 1987

 0.4 - 1 mm

 1 x 15m

 ---

 5 - 10"

LMT

México, 4640 m

2001

0.85 - 3.4 mm

1 x 50 m

---

4 - 10"

Arranjos de Interferômetros

 Nome

Localização, Altitude

Data de Instalação

Faixa Espectral

Número x Diâmetro

Baseline*

Res. Angular

VLA

Novo México, 2100m

 1981

 0.7 - 90 cm

 27 x 25m

 36 km

0.04 "

Telescópio Austrália

Austrália

 

 3 - 24 cm

 6 x 22m

 6 km

   1"

Merlin

UK

 

3 mm - 200 cm

8 x (25 - 76m)

217 km

0.05"

VLBA

US

 1993

 7 - 90 cm

 10 x 25m

 8600 km

 0.001 "

IRAM

Pirineus, 2900 m

 1988

 1.2 - 4 mm

 5 x 15m

 400 m

 0.5"

Nobeyama

Japão

 1998

 1.3 - 3 mm

 6 x 10m

 600 m

 1"

ALMA

Chile, 5000m

 2008?

 0.35 - 10mm

 64 x 12m

 10 km

 0.01"


* Baseline é o diâmetro efetivo do arranjo. Por exemplo, no arranjo VLA, uma baseline de 36 km significa que os telescópios estão arranjados de tal forma que o conjunto equivale a um telescópio com um espelho primário de 36 km.


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Última modificação em 18/01/2002;
Copyright by Richard McCray; traduzido por Thais Lungov, com permissão.