La difracción: una limitación fundamental

La limitación fundamental en la resolución angular de cualquier instrumento óptico es el llamado límite de difracción. El efecto de esta limitación es que la respuesta del instrumento a una fuente puntual no es una imagen puntual, sino la llamada PSF (Point Spread Function). La PSF de un instrumento óptico suele tener una forma de tipo Bessel, parecida a una gaussiana, cuyo lóbulo principal tiene una anchura (en radianes) de

$$\theta \approx \frac{\lambda}{D},$$ (1)

donde $\lambda$ es la longitud de onda de la radiación a la que es sensible nuestro instrumento y $D$ es la apertura del mismo. Cuando tenemos una fuente extensa en lugar de una puntual, la respuesta de un instrumento óptico es, debido a la naturaleza lineal de la misma, igual a la convolución de la imagen real del objeto con la PSF. Ello puede llegar a confundir puntos muy cercanos de la fuente observada en un sólo punto de la imagen si la distancia angular entre los puntos de la fuente es similar a la anchura del lóbulo principal de la PSF. Así pues, cuanto mayor sea la anchura de la PSF, tanto menor será la resolución de nuestro instrumento de observación.

Para el caso de instrumentos que trabajan en la banda visible del espectro electromagnético, el límite de difracción no parece ser un problema demasiado grave, ya que las longitudes de onda involucradas son tan pequeñas que la resolución alcanzable es bastante alta incluso para aparatos con aperturas de sólo unos pocos centímetros.

La situación cambia cuando nos vamos a la banda radio. En esos casos, las longitudes de onda involucradas pueden ser tres o cuatro órdenes de magnitud mayores que las de la radiación visible. Esto implica que un instrumento que en banda radio pudiese llegar a alcanzar una resolución similar a la de un telescopio óptico debería tener un tamaño miles de veces superior al de éste.

A simple vista, esta limitación no habría permitido el desarrollo de la Radioastronomía de alta resolución angular, ya que nos enfrentamos al problema de fabricar instrumentos de observación (radiotelescopios) con tamaños del orden de kilómetros, lo cual es inviable.

Pero gracias a la interferometría (y a las técnicas de síntesis de apertura) tenemos la posibilidad de simular un radiotelescopio de tamaño titánico (diámetro comparable al de la Tierra) utilizando unos pocos radiotelescopios de tamaños mucho más modestos (diámetros del orden de decenas de metros), uniendo éstos mediante una sincronización de alta calidad en las señales recibidas. En los siguientes capítulos hablaremos de los detalles de estas interesantes técnicas.