¿Qué es notable acerca de la resolución de radio de subsegundos de arco de LOFAR de galaxias distantes? ¿Baja la frecuencia? rango permite nuevas capacidades que la onda mm no puede?

Soy uno de los investigadores involucrados científica y técnicamente con el Telescopio Internacional LOFAR (ILT), y también he contribuido con uno de los artículos e imágenes que puede haber visto aparecer en varios medios de comunicación. ¡Has hecho una pregunta excelente! Vamos a dividirlos.

El Telescopio Internacional LOFAR

LOFAR tiene dos tipos de antenas: las Antenas de Banda Baja (LBA) y las Antenas de Banda Alta (HBA). El LBA es sensible a la radiación de 10-90 MHz (a menudo restringida a 30-90, porque por debajo de 30 MHz hay más RFI y se vuelve increíblemente difícil de calibrar debido a la ionosfera, por ejemplo). El HBA es sensible a frecuencias de 110 a 240 MHz, siendo la configuración más utilizada el rango de 110 a 170 MHz. Esto nos da una frecuencia central alrededor de 144 MHz (coloquialmente llamado "150 MHz" para LOFAR a veces).

Desafortunadamente, la resolución está inherentemente relacionada con la longitud de onda y el tamaño de un radiotelescopio como

$$\theta = \frac{\lambda}{b}$$ dónde$\theta$es la resolución angular en radianes,$\lambda$es su longitud de onda de observación y$b$en este caso es la longitud de la línea de base. Dado que con LOFAR queremos observar específicamente radiación de baja frecuencia/longitud de onda larga, no tuvimos más remedio que construir un enorme telescopio.

Actualmente, nuestra longitud de línea de base máxima (= distancia entre dos estaciones) es apenas inferior a 2000 km, desde Irlanda hasta Polonia, lo que le dará una resolución angular estimada de aproximadamente 0,3 segundos de arco.

¿Qué es notable acerca de la resolución de radio de subsegundos de arco de LOFAR de galaxias distantes?

El aspecto notable de este logro es que ahora podemos estudiar fuentes de emisión de radio a una resolución similar a la de los telescopios ópticos y los radiotelescopios de alta frecuencia, que no han tenido problemas para alcanzar estas resoluciones antes.

Ha habido experimentos previos de interferometría de línea de base muy larga (VLBI) a bajas frecuencias que alcanzaron una resolución comparable o superior, pero a menudo sufrían de falta de antenas o falta de sensibilidad. Aquí es donde brilla el ILT: tiene la resolución, pero también muchas antenas (buenas para calibrabilidad y fidelidad de imagen) una gran sensibilidad (buena para estudiar objetos débiles).

¿El rango de frecuencia más bajo permite nuevas capacidades que las ondas milimétricas no pueden ofrecer para este tipo de observación?

¡Ciertamente! No todo se trata de la resolución. Una galaxia puede verse muy diferente dependiendo de la longitud de onda en la que la veas:

Imagen del observatorio ALMA . Las ondas milimétricas que observa ALMA, por ejemplo, trazan una plétora de líneas de emisión de moléculas o radiación térmica del polvo y demás.

Las frecuencias de radio, por otro lado, en su mayoría rastrean la radiación de sincrotrón no térmico. Esta radiación es producida por partículas cargadas que se aceleran en un campo magnético. Solo uno de los muchos aspectos de esta radiación es que las partículas de mayor energía, que producen radiación de mayor frecuencia, pierden su energía más rápido que las partículas de baja energía que producen radiación de menor frecuencia. Esto significa que incluso con la parte de radio del espectro, una galaxia puede verse diferente a 144 MHz (LOFAR) en comparación con 5 GHz (por ejemplo, el Very Large Array (VLA)). A este efecto lo llamamos "envejecimiento espectral", y las frecuencias bajas, como las analizadas por LOFAR, son cruciales para medirlo y modelarlo correctamente.

Otro aspecto es que LOFAR es una excelente máquina topográfica. Tiene un gran campo de visión, por lo que nos permitirá en el futuro inspeccionar una gran fracción del cielo del norte. El LOFAR Two-Metre Sky Survey (LoTSS) ha estado haciendo esto a una resolución de 6 segundos de arco durante la última década, pero en el futuro podemos comenzar a hacerlo a 0,3 segundos de arco. Podremos capturar una gran muestra de objetos cercanos y lejanos con gran detalle de baja frecuencia. Las fuentes cercanas nos permitirán estudiar la física de las radiogalaxias con gran detalle, mientras que con esta resolución también podemos estudiar objetos distantes y compactos con el mismo detalle con el que podíamos antes los objetos cercanos y compararlos, por ejemplo, con el tiempo cósmico.