¿Qué tan grande se vuelve la refracción en radioastronomía?

Las desviaciones de refracción en la posición son muy similares tanto para la radio como para la astronomía óptica, hasta que se consideran ondas de radio de muy baja frecuencia ($<200$MHz) cuando el efecto aumenta rápidamente.

Para la refracción plana paralela, una aproximación para la desviación de la que está hablando es

Según esta fuente del radiotelescopio de Green Bank, usan algo como esto, con un modelo adicional de cómo$n$varía con la altura, escalado por la presión atmosférica. El mayor valor de$n$cotizado es 1.00031 a nivel del suelo. Esto es básicamente lo mismo que el índice de refracción del aire en longitudes de onda visibles y asciende a unos 60 segundos de arco en elevaciones de 45 grados.

Entonces, para mi sorpresa, los efectos de la refracción en la orientación de los radiotelescopios son similares a los de los telescopios ópticos. Simplemente resulta que la parte real del índice de refracción (que controla la velocidad de fase de la luz y, por lo tanto, la refracción) está tan cerca de 1 para las ondas de radio como para la luz visible.

Aquí hay otra fuente que brinda algunos algoritmos para calcular el índice de refracción real efectivo (pequeño) para ondas de radio, con resultados similares.

Esta fuente afirma que los cálculos son válidos para longitudes de onda milimétricas y superiores. Por supuesto, no pueden ser válidos cuando uno se acerca al corte ionosférico en torno a los 40 MHz (longitudes de onda de metros), donde el índice de refracción se apartará bruscamente de la unidad y las desviaciones deben aumentar proporcionalmente.

Logré encontrar algo sobre la refracción posicional en estas bajas frecuencias. Aparentemente, la matriz de radio LOFAR puede funcionar hasta frecuencias tan bajas como 10 MHz, pero el límite práctico puede ser un poco más alto. De todos modos, necesitan tener en cuenta la refracción en la ionosfera y encontré esta presentación , que contiene una sección sobre refracción y, en particular, la figura a continuación.

Así, para la radioastronomía de baja frecuencia (<200 MHz), la refracción es ciertamente un efecto mayor que en la óptica. por ejemplo, en elevaciones de 45 grados, las posiciones refractadas se desplazan aproximadamente 0,1 y 0,4 grados a 50MHz y 30MHz respectivamente.

Encontré información interesante en este artículo de vulgarización de Ian Poole.

Un primer punto es que la densidad de electrones en la ionosfera cambia entre el día y la noche, por lo que la curva resultante será diferente:

Este sitio muy interesante explica en particular que hay una

frecuencia de corte para la ionosfera más allá de la cual pierde su capacidad de reflejar ondas cortas. Dependiendo de la latitud, la estación y la actividad solar principalmente, durante el día esta frecuencia ronda los 3-10 MHz y baja a unos 2-6 MHz durante la noche.

El artículo incluye una ilustración de la transición de la desviación angular a la reflexión completa en función del ángulo (haga clic para ver el tamaño completo):

Leyenda: Onda espacial, onda terrestre y ondas ionosféricas. Por encima de un ángulo crítico, las ondas escapan en el espacio libre mientras que las ondas emitidas bajo un ángulo de incidencia bajo pueden llegar a países muy lejanos. Esto es válido entre aprox. 1-500 MHz.

Pero el mejor sitio que encontré sobre el tema es ese. Se afirma que

La reflexión ionosférica (no la absorción) impide que los fotones con longitudes de onda > 30 m (f< 10 MHz) lleguen al suelo [...]

La reflexión interna total en la ionosfera en longitudes de onda más largas hace que la Tierra parezca una bola plateada desde el espacio, como la esfera de cristal de un reloj de pulsera submarino visto de forma oblicua.

Continúa diciendo que la atmósfera no es perfectamente transparente en ninguna frecuencia de radio. Y además añade ruido. Explica por qué los mejores sitios para la observación de radio en frecuencias más altas son excepcionalmente altos y secos.