CAPACIDADES ASTRONÓMICAS DE RAEGE

La red RAEGE es una red VLBI homogénea compuesta por 4 antenas de similares características: 13,2m de diámetro, receptores criogénicos de doble polarización lineal que operan entre 2 y 14 GHz desarrollados en el Observatorio de Yebes, y una montura de enfoque en anillo especialmente adaptada al Quadruple-Ridged Flared ( QRFH) feed.

El uso de polarización lineal es uno de los inconvenientes de los receptores de banda ancha e implica la necesidad de observar en ambas polarizaciones para recuperar la señal completa, para estudios astronómicos. Se pueden adoptar diferentes soluciones, ya sea por software o por hardware, para realizar la conversión de polarización lineal a circular. Una ventaja de la red homogénea es que no es necesario realizar correcciones del haz primario.

Para una fuente de declinación de 30º, la línea de base proyectada más corta es de 593,5 km entre Santa María y Flores, ambas en Azores, y la línea de base proyectada más larga es de 2380,8 km entre Yebes, en la Península Ibérica, y Flores en Azores (ver Fig. 1, Tab. 1). ). Las 4 antenas proporcionan un total de 6 líneas de base, con 3 fases de cierre y 2 amplitudes de cierre, “buenos” observables para derivar mapas de las fuentes de radio utilizando técnicas de autocalibración.

A pesar del tamaño de los radiotelescopios, la red es lo suficientemente sensible como para detectar más de 50 mJy/haz por tiempo de integración  (2 seg) en continuo en la banda S, y es capaz de resolver emisiones en escalas angulares superiores a 12,5 mas en X- banda. La Tab. 2 resume las capacidades científicas de la red RAEGE para las bandas de frecuencia habituales en observaciones astronómicas: banda-S (2,3 GHz), banda-C (5 GHz), banda-M (6 GHz) y banda-X (8,4 GHz).

Suponiendo una observación geodésica habitual de 24 horas en la que se observa un objetivo con una declinación de 30º durante el 20% del tiempo total, se representa la cobertura ultravioleta, que representa la distancia entre todos los posibles pares de telescopios o líneas de base en unidades de la longitud de onda observada (lambda). en la Figura 2 para las bandas S y X. La cobertura ultravioleta es donde se muestra la función de visibilidad compleja para cada línea de base. Cuanto mejor sea el muestreo de la función de visibilidad en el plano ultravioleta, mejor será la fidelidad de las imágenes del cielo derivadas de la observación.

La Fig. 3 muestra los haces sucios para las bandas S (arriba) y X (abajo), que representan la resolución angular efectiva en cada frecuencia y la respuesta de la red que necesita ser desconvolucionada de las imágenes del cielo.