CAPACIDADES ASTRONÓMICAS DA RAEGE

A rede RAEGE é uma rede VLBI homogénea composta por 4 antenas com características semelhantes: 13,2 m de diâmetro, receptores criogénicos de polarização linear dupla desenvolvidos no Observatório de Yebes e que operam entre 2 e 14 GHz, e com design ring-focus especialmente adaptado para um feed do tipo Quadruple-Ridged Flared (QRFH).

A utilização de polarizações lineares é uma das desvantagens dos receptores de banda larga e implica a necessidade de observar ambas as polarizações para recuperar todo o sinal para fins astronómicos. Diferentes soluções podem ser adotadas, seja por software ou por hardware, para realizar a conversão de polarização linear para circular. Uma vantagem da rede homogénea é que não há necessidade de realizar correções do feixe primário.

Para uma fonte de declinação de 30º a linha de base mais curta projetada é de 593,5 km entre Santa Maria e Flores, ambas nos Açores, e a linha de base mais longa projetada é de 2380,8 km entre Yebes, na Península Ibérica, e Flores nos Açores (ver Fig. 1 e Tab. 1). As 4 antenas fornecem um total de 6 linhas de base, com 3 fases de fechamento e 2 amplitudes de fechamento, “bons” observáveis ​​para derivar mapas das fontes de rádio usando técnicas de autocalibração.

Apesar do tamanho dos radiotelescópios, a rede é sensível o suficiente para detectar acima de 50 mJy/feixe por tempo de integração (2 seg) em contínuo na banda-S, e é capaz de resolver emissões em escalas angulares maiores que 12,5 mas em banda-X . A Tab. 2 resume as capacidades científicas da rede RAEGE para bandas de frequência usuais em observações astronómicas: banda-S (2,3 GHz), banda-C (5 GHz), banda-M (6 GHz) e banda-X (8,4 GHz).

Assumindo uma observação geodésica usual de 24 horas em que um alvo de declinação de 30º é observado 20% do tempo total, a cobertura UV, que representa a distância entre todos os pares possíveis de telescópios ou linhas de base em unidades do comprimento de onda observado (lambda), é representada na Fig. 2 para bandas S e X. A cobertura UV é onde a função de visibilidade complexa para cada linha de base é amostrada. Quanto melhor for a amostragem da função de visibilidade no plano ultravioleta, melhor será a fidelidade das imagens do céu derivadas da observação. 

A Fig. 3 mostra os feixes sujos para as bandas S (superior) e X (inferior), que representam a resolução angular efetiva em cada frequência e a resposta da rede que precisa ser desconvolvida das imagens do céu.