Um radiotelesc´opio n˜ao ´e nada mais do que um telesc´opio, instrumento que permite observar a radia¸c˜ao emitida por objetos astron´omicos, especificamente, na faixa de ondas eletromagn´eticas correspondentes `as radio frequˆencias. A sua constitui¸c˜ao assenta em trˆes componentes principais, os refletores, os alimentadores e o sistema recetor. A sensibilidade instantˆanea e a resolu¸c˜ao angular s˜ao dois parˆametros fundamentais na caracteriza¸c˜ao de um radiotelesc´opio, os quais ser˜ao abordados de seguida.[18]
2.4.1
Resolu¸c˜ao Angular
A capacidade de discriminar os sinais provenientes de diversas dire¸c˜oes do espa¸co ´e uma das mais importantes caracter´ısticas de um radiotelesc´opio. Esta caracter´ıstica designa-se por resolu¸c˜ao angular e representa a menor distˆancia angular entre duas fontes pontuais que podem ser detetadas separadamente pelo instrumento. O ˆangulo de resolu¸c˜ao, δmin,
apresenta uma rela¸c˜ao direta com o diˆametro do instrumento utilizado, D, da seguinte forma [18],
δmin = 1, 22
λ
D (2.17)
em que λ ´e o comprimento de onda de observa¸c˜ao.
Uma vez que a gama de comprimentos r´adio torna a resolu¸c˜ao espacial fraca, ´e ne- cess´ario que o diˆametro do radiotelesc´opio satisfa¸ca a seguinte condi¸c˜ao, D > 10λ.[18]
2.4.2
Sensibilidade
A sensibilidade de um radiotelesc´opio ´e definida como a capacidade do mesmo medir fontes r´adio fracas. A ´area efetiva de capta¸c˜ao de energia por parte de uma antena e a potˆencia de ru´ıdo na faixa de frequˆencias observada s˜ao dois parˆametros que em conjunto definem a sensibilidade de um radiotelesc´opio.[18]
A dimens˜ao de uma antena ´e respons´avel pela sua capacidade de discriminar a radia¸c˜ao proveniente de diferentes dire¸c˜oes, de modo que, quanto maior o diˆametro da antena mais precisa ser´a a sua sensibilidade instantˆanea e maior ser´a a sua resolu¸c˜ao angular.[18]
Aef = π 2( D 2) 2 (2.18)
A potˆencia de ru´ıdo do sistema, Psist, ´e calculada atrav´es de duas componentes, a potˆencia
de ru´ıdo da antena, PA, e a potˆencia de ru´ıdo do recetor incluindo cabos e conetores dada
por PR.[18] Assim,
Psist= PA+ PR= K(TA+ TR)∆ν (2.19)
Sabendo a temperatura de ru´ıdo do sistema ´e, ent˜ao, poss´ıvel determinar a sensibilidade te´orica de um radiotelesc´opio.[18]
∆Tmin =
Tsist
√
onde ∆ν ´e a banda de frequˆencias que o recetor capta e t ´e o tempo de exposi¸c˜ao numa dada dire¸c˜ao de observa¸c˜ao. O aumento destes parˆametros permite aumentar a sensibilidade de um radiotelesc´opio. Frequentemente, utiliza-se a sensibilidade em termos de densidade de fluxo, pelo que [18],
Smin = 2k Aef ∆Tmin (2.21) Desta forma, Smin ∝ 1 Aef (2.22)
Introduzindo a equa¸c˜ao 2.18 ficamos com
Smin ∝
8
πD2 (2.23)
Verifica-se, assim, que quanto maior o diˆametro de um radiotelesc´opio maior ser´a a sua ´
area efetiva e a sua sensibilidade. Recorrendo `a equa¸c˜ao 2.20 podemos calcular o tempo de exposi¸c˜ao de um dado radiotelesc´opio para uma determinada dire¸c˜ao de observa¸c˜ao,
t = T 2 sist ∆ν∆T2 min (2.24)
Cap´ıtulo 3
Mecanismos de Emiss˜ao R´adio
Este cap´ıtulo aborda as emiss˜oes gal´acticas difusas com ˆenfase no mecanismo sincrotr˜ao por ser o que apresenta maior fra¸c˜ao contaminante a baixas frequˆencias. Outros mecanis- mos referidos s˜ao a emiss˜ao livre-livre e t´ermica de poeira gal´actica. D˜ao-se exemplos de fontes c´osmicas respons´aveis por v´arios tipos de emiss˜oes em r´adio S˜ao ainda identificadas in´umeras fontes c´osmicas respons´aveis por estas emiss˜oes em r´adio. Por fim apresentam-se algumas proje¸c˜oes de mapas obtidos pela base de dados LAMBDA da NASA a frequˆencias que evidenciam os principais contaminantes das medidas da RCFM.
A maioria dos objetos c´osmicos tem emiss˜ao r´adio quer devido a processos t´ermicos quer n˜ao t´ermicos. Enquanto que o processo t´ermico ´e associado `a temperatura do corpo, o mecanismo de emiss˜ao n˜ao t´ermico pode estar associado `a acelera¸c˜ao de cargas el´etricas em campos magn´eticos. Nas fontes n˜ao t´ermicas o Sol ´e respons´avel por algumas das mais intensas e nas fontes temos como exemplo a radia¸c˜ao emitida pelos planetas do sistema solar.[7] A maioria das fontes dram´aticas de emiss˜ao r´adio apresenta uma natureza n˜ao t´ermica.[7]
3.1
Fontes c´osmicas emissoras de ondas r´adio
A emiss˜ao por parte de objetos c´osmicos, dentro e fora do sistema solar, divide-se em emiss˜oes t´ermicas e n˜ao t´ermicas. O Universo apresenta uma imensid˜ao de fontes r´adio quer dentro do sistema solar quer fora dele quer fora da Via L´actea.[5, 7]
Fontes n˜ao t´ermicas,[5,7]:
– Restos de Supernovas: Como exemplos temos Cassiopeia A e a nebulosa do Caranguejo. Cassiopeia A, a fonte discreta de r´adio mais intensa no c´eu, foi identificada em 1954 por Baade e Minkowski e deve-se a um resto de supernova. – Pulsares: S˜ao estrelas de neutr˜oes que giram rapidamente e apresentam um campo magn´etico de tal maneira intenso, que grande parte da sua emiss˜ao deve- se `a componente sincrotr˜ao emitida por eletr˜oes aprisionados `as linhas de campo magn´etico que os aceleram a elevadas velocidades. Este campo magn´etico teve
origem na contra¸c˜ao das linhas de campo devido `a pr´opria contra¸c˜ao sofrida durante o colapso que levou `a forma¸c˜ao da estrela de neutr˜oes.[7]
– N´ucleos gal´acticos ativos: est˜ao presentes em gal´axias com n´ucleos muito pe- quenos e brilhantes de elevada energia. As gal´axias com esta caracter´ıstica denominam-se gal´axias ativas. Como exemplos temos as r´adio gal´axias e os quasares. O sinal detetado mais intenso de uma radio gal´axia corresponde `a gal´axia Cygnus A mas outras r´adio gal´axias foram tamb´em detetadas tais como a Centarus A.
Fontes t´ermicas,[5,7]:
– Planetas, sat´elites, o Sol e alguns aster´oides
– Emiss˜ao de linha do hidrog´enio neutro (HI): o hidrog´enio interestelar na nossa gal´axia tende a distribuir-se em nuvens. Na ausˆencia de qualquer fonte de excita¸c˜ao o hidrog´enio no seu estado neutro emite nos 21 cm. Quando uma fonte quente estelar chega perto da nuvem, a sua radia¸c˜ao UV ioniza a nuvem o que causa emiss˜ao de radia¸c˜ao continua.
– Nuvens de Hidrog´enio ionizado (HII): Como, por exemplo, as nebulosas de Orion e Rosette.
– Masers astron´omicos: encontram-se frequentemente em regi˜oes de forma¸c˜ao de estrelas e consistem em ´atomos, mol´eculas e i˜oes de elementos qu´ımicos ou substˆancias gasosas presentes no meio interestelar, que amplificam milhares de vezes a radia¸c˜ao eletromagn´etica.[7]
Para al´em das fontes discretas existem ainda a emiss˜ao de fundo devido a fontes dis- cretas n˜ao resolvidas e a radia¸c˜ao c´osmica de fundo, principal fonte de informa¸c˜ao sobre o Universo primordial.[5, 7]