Radio Astronomıa Solar

Humberto Batiz, Guillermo Lara y Nicolas Dıaz

March 23, 2016

1 Abstract

2 Introduccion

El Radio Interfermetro Solar (RIS), instrumento muy util para el estudio de las regiones activas del

Sol, del Instituto de Geofısica fue construido en la ex-Union Sovietica. Sin embargo, actualmente

todas las piezas, a excepcion de la estructura de base y las antenas, han sido remodeladas. Incluso

los sistemas electronicos y el receptor han sido redisenados y construidos por la UNAM.

La gran utilidad de dicho instrumento reside en su base, ya que es lo suficientemente grande como

para que el disco del Sol se vea como una fuente extendida con eliminacion de lobulos interferenciales

de las fuentes locales. Ası, la emision del Sol queda eliminada y posibilita la observacion de las

regiones activas.

El RIS cuenta con dos antenas parabolicas de 1m de diametro cada una, situadas sobre un eje

polar que determina la direccion de la base del interferometro. Opera en una frecuencia de 7.7GHz

con un ancho de banda de 550MHz. Ademas la separacion entre las antes es de 5.24m, lo cual

equivale a 131 longitudes de onda. El eje de este dispositivo esta orientado a lo largo del eje polar

y un motor sıncrono lo gira de este a oeste, girando las antenas, simulando el movimiento del Sol.

Incluso, cada antena puede moverse independientemente en declinacion, gracias a un sistema de

motores.

Este dispositivo tiene cuatro canales que miden la radiacion solar a una frecuencia de 7.7GHz:

uno mide la intensidad total, el otro mide el grado de polarizacion y los dos canales interferometricos

miden la posicion de la fuente de emision dentro del disco solar. A esta frecuencia, la emision

proviene de la corona baja y de algunos eventos explosivos.

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2.1 Objetivos

2.2 Marco Teorico

La Radio-astronomıa es la ciencia que estudia los astros, pero utilizando ondas de radio en vez de

luz visible como suele hacerse tradicionalmente. La variacion en la frecuencia de las ondas de radio

es radical. Este metodo de estudio tiene como ventajas, sobre la astronomıa optica, los siguientes

puntos:

• La instrumentacion puede ser sencilla, pero depende de la longitud de onda.

• Es relativiamente mas facil determinar la fuente fısica que produce la emision en cuestion.

Con ello es posible obtener informacion sobre los parametros fısicos, tanto de la fuente como

del espacio en el que se transportan las ondas observadas.

• La interferometrıa tiene una buena resolucion angular y es sencilla.

2.2.1 Ionosfera

La seccion tierra-ionosfera se conoce como ”guıa de onda”, la cual permite la propagacion de ondas

electromagneticas en varias frecuencias, especialmente de bajas VLF y ELF, las cuales son reflejadas

a aproximadamente 60km de altura. De esta forma es posible monitorear esta cavidad en caso de

una perturbacion por la radiacion solar.

2.2.2 Contexto en Mexico

En 1970 se iniciarion las observaciones solares de radio, gracias a la visita de un grupo de inves-

tigadores de la Union Sovietica a nuestro paıs con el objetivo de observar un eclipse solar con

un interferometro de base pequena. Despues de dicho eclipse, este radio interferometro (RIS) fue

donado a la UNAM e instalado en Tonantzintla, Pue.

A finales de los anos 90 el RIS se traslado al IGEF, donde ha crecido y se ha modernizado hasta

hoy en dıa.

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2.2.3 Cuerpo Negro

Un cuerpo negro es un objeto teorico que absorbe toda la radiacion electromagnetica incidente, sin

importar la frecuencia o el angulo de incidencia.

Un cuerpo negro en equilibrio termodinamico emite radiacion electromagnetica, mejor cono-

cida como radiacion de cuerpo negro. Dicha radiacion queda descrita por la Ley de Planck, es

decir, su espectro esta determinado unicamente por la temepratura. Ademas, tiene dos notables

caracterısticas:

• Es un emisor ideal: A toda frecuencia emite una igual o mayor cantidad de energıa que

cualquier otro cuerpo a misma temperatura.

• La radiacion se emite isotropicamente, independientemente de la direccion.

En 1860 Kirchhoff introdujo el concepto teorico de un cuerpo negro, sin embargo, fue Planck

quien posteriormente noto algunos requisitos para un cuerpo negro:

• Permite la entrada de radiacion, pero no su salida.

• Posee un mınimo grosor, suficiente para absorber toda la radiacion y evitar la re-emision.

Fue en 1879 cuando el fısico austriaco J. Stefan encontro experimentalmente que la potencia

total por unidad de area, etot, emitida por un solido caliente esta descrita por:

etot =

∫ ∞

0efdf = σT 4 (2.2.1)

Donde etot es la potencia por unidad de area emitidad en la superficie del cuerpo negro a toda

frecuencia, ef es la potencia por unidad de area por unidad de frecuencia emitida por el cuerpo

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negro, T es la temperatura absoluta del cuerpo y σ es la constante de Stefan-Boltzmann. Un cuerpo

que no es un radiador ideal seguira la misma ley, pero con un coeficiente a tal que a < 1, es decir,

etot = aσT 4.

3 Desarrollo Experimental

4 Analisis Experimental

5 Conclusiones

6 Referencias

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