¿Cómo convierten los astrónomos las señales de radio recibidas por su antena en imágenes?

No hay una respuesta universal a esta pregunta. La instrumentación, los formatos de datos y el software difieren mucho entre telescopios.

La mayoría de los paquetes de software en uso están escritos por astrónomos como código abierto y se comparten y modifican ampliamente dentro de la comunidad. Pero en lugar de enumerar paquetes populares, tal vez una descripción de la forma común de trazar imágenes sea una mejor respuesta aquí.

Considere un radiotelescopio muy básico: un plato que se puede mover en dos ejes con un radiómetro simple (piense en un "medidor de potencia para RF") como receptor. Durante una observación, registra cuatro tuplas de tiempo, acimut, elevación e intensidad de la señal. Trazarlos es bastante sencillo: convertir las coordenadas del instrumento a coordenadas celestes y trazar la intensidad de la señal sobre estas coordenadas. Obtendrá un mapa de distribución de intensidad clásico ( fuente ). Esos mapas se pueden crear utilizando programas simples de hojas de cálculo como Excel o fragmentos de código personalizados.

Agregar la capacidad de registrar espectros a su receptor hace que la tabla en la que registra sus datos sea un poco más compleja (ya que su última columna ya no es un valor escalar sino un espectro), y permite la creación de gráficas de intensidad- velocidad ( fuente ) . Desde la perspectiva del software, este sigue siendo un simple ejercicio de puntos de trazado en 2D.

Para algo más complejo, especialmente configuraciones de arreglos con múltiples antenas y/o arreglos de plano focal, los requisitos de reducción de datos y trazado son mucho más complicados y dependen en gran medida de la configuración real. CASA y AIPS, mencionados en los comentarios anteriores, son paquetes ampliamente utilizados, pero existe una variedad de códigos personalizados.