Full Characterisation of the Polarisation Primary Beam of the GRAO 32-m Telescope

El universo está lleno de fuerzas invisibles que dan forma a las estrellas, las galaxias y el espacio mismo entre ellas. Una de las formas más poderosas de estudiar estas fuerzas es observando cómo vibra la luz de objetos distantes. Esta vibración, conocida como polarización, actúa como una huella dactilar de los campos magnéticos, revelando su fuerza y dirección a través del cosmos. Para leer estas huellas dactilares, los astrónomos utilizan gigantes platos de radio que recolectan señales débiles del espacio. Sin embargo, el telescopio en sí no es un espejo perfecto; sus superficies metálicas y estructuras internas pueden retorcer o mezclar sutilmente estas vibraciones a medida que la señal pasa a través de ellos. Si los astrónomos no comprenden exactamente cómo su propio instrumento altera la luz, podrían confundir las peculiaridades del telescopio con fenómenos cósmicos reales, lo que llevaría a mapas incorrectos del universo magnético.

Un equipo de investigadores ha creado ahora un mapa tridimensional preciso de cómo el telescopio de 32 metros del Observatorio de Radioastronomía de Ghana maneja estas vibraciones. Ubicado en Kutunse, Ghana, este gran plato es una herramienta vital para la astronomía africana, capaz de rastrear desde púlsares hasta el nacimiento de estrellas. Los científicos no se limitaron a apuntar el telescopio al cielo y adivinar cómo funcionaba. En su lugar, construyeron un modelo computacional detallado de todo el plato, incluyendo sus espejos curvos, los puntales de soporte y el complejo camino que las ondas de radio recorren para llegar al receptor. Utilizando este modelo, simularon cómo responde el telescopio a las señales provenientes de todas las direcciones posibles dentro de su campo de visión, calculando exactamente cómo el instrumento mezcla diferentes tipos de polarización en dos frecuencias específicas utilizadas para la observación.

El estudio revela que el telescopio se comporta de manera diferente dependiendo de dónde se encuentre una fuente de luz en relación con el centro de la visión del plato. Si bien el telescopio es excelente en el centro mismo, su rendimiento cambia a medida que se observa hacia los bordes de su visión. A una frecuencia de 5,0 gigahertz, los investigadores descubrieron que el haz de luz polarizada circularmente está ligeramente desplazado, con los dos giros opuestos de la señal alcanzando su punto máximo en puntos separados por casi 10 segundos de arco. Este pequeño desplazamiento, aunque pequeño en comparación con el tamaño del haz, es lo suficientemente significativo como para crear errores sistemáticos si no se tiene en cuenta. A una frecuencia más alta de 6,7 gigahertz, este desplazamiento es tan pequeño que no puede ser resuelto por su modelo, lo que sugiere que el telescopio es aún más estable a esa frecuencia.

Quizás lo más importante es que el equipo descubrió que la capacidad del telescopio para mantener la pureza de las señales de polarización se degrada a medida que uno se aleja del centro. En el medio del haz, el instrumento es increíblemente preciso, con una medida de pureza que alcanza los 80 decibelios, lo que significa que separa casi perfectamente los diferentes tipos de vibración. Sin embargo, a medida que la señal se desplaza hacia el borde del haz principal, esta pureza cae drásticamente, y el telescopio comienza a filtrar una pequeña cantidad de brillo total hacia las mediciones de polarización. Para cuando la señal alcanza el primer anillo de luz más tenue que rodea al haz principal, la capacidad del instrumento para distinguir la polarización real del ruido se vuelve mucho más débil. Los investigadores también encontraron que el telescopio es ligeramente más eficiente a 5,0 gigahertz, capturando aproximadamente el 56,4 por ciento de la señal disponible en su haz principal, frente al 55,6 por ciento a 6,7 gigahertz.

Estos hallazgos proporcionan una base crucial para futuras observaciones. Los investigadores enfatizan que el telescopio no puede describirse mediante un único número simple que se aplique a todo el cielo. En su lugar, su comportamiento es una propiedad compleja y dependiente de la dirección que debe ser mapeada en detalle. El modelo computacional que crearon sirve como una línea base, un punto de referencia que los futuros astrónomos pueden utilizar para corregir sus datos. Cuando el telescopio se utilice eventualmente para observar fuentes cósmicas reales, los científicos podrán comparar las mediciones reales contra este mapa simulado para eliminar la influencia propia del instrumento. Esto asegura que, cuando finalmente vean los campos magnéticos de galaxias distantes o el gas arremolinado alrededor de estrellas recién nacidas, estén viendo el universo tal como es realmente, y no como el telescopio lo ha alterado.