Radio teleskop
.jpg)
Radioteleskop to wyspecjalizowana antena i odbiornik radiowy służący do wykrywania fal radiowych z astronomicznych źródeł radiowych na niebie. Radioteleskopy są głównym instrumentem obserwacyjnym stosowanym w radioastronomii , który bada część częstotliwości radiowej widma elektromagnetycznego emitowanego przez obiekty astronomiczne, podobnie jak teleskopy optyczne są głównym instrumentem obserwacyjnym stosowanym w tradycyjnej astronomii optycznej , która bada fal świetlnych pochodzących z obiektów astronomicznych. W przeciwieństwie do teleskopów optycznych, radioteleskopów można używać zarówno w dzień, jak i w nocy.
Ponieważ astronomiczne źródła radiowe, takie jak planety , gwiazdy , mgławice i galaktyki , znajdują się bardzo daleko, fale radiowe z nich wychodzące są niezwykle słabe, dlatego radioteleskopy wymagają bardzo dużych anten, aby zebrać wystarczającą ilość energii radiowej do ich badania, oraz niezwykle czułego sprzętu odbiorczego. Radioteleskopy to zazwyczaj duże anteny paraboliczne („talerzowe”) , podobne do tych stosowanych do śledzenia satelitów i sond kosmicznych i komunikacji z nimi. Można je stosować pojedynczo lub łączyć ze sobą elektronicznie w szereg. Radio obserwatoria są preferowane lokalizowane z dala od głównych skupisk ludności, aby uniknąć zakłóceń elektromagnetycznych (EMI) ze strony radia, telewizji , radarów , pojazdów mechanicznych i innych urządzeń elektronicznych wykonanych przez człowieka.
Fale radiowe z kosmosu zostały po raz pierwszy wykryte przez inżyniera Karla Guthe Jansky'ego w 1932 roku w Bell Telephone Laboratories w Holmdel w stanie New Jersey przy użyciu anteny zbudowanej do badania szumu odbiornika radiowego. Pierwszym specjalnie zbudowanym radioteleskopem był 9-metrowy talerz paraboliczny skonstruowany przez radioamatora Grote'a Rebera na jego podwórku w Wheaton w stanie Illinois w 1937 roku. Przeprowadzony przez niego przegląd nieba jest często uważany za początek dziedziny radioastronomii.
Wczesne radioteleskopy
Pierwszą antenę radiową używaną do identyfikacji astronomicznych źródeł radiowych zbudował Karl Guthe Jansky , inżynier z Bell Telephone Laboratories , w 1932 roku. Jansky otrzymał zadanie identyfikacji źródeł ładunków elektrostatycznych , które mogą zakłócać działanie usług radiotelefonicznych . Antena Jansky'ego składała się z układu dipoli i reflektorów zaprojektowanych do odbioru krótkofalowych sygnałów radiowych o częstotliwości 20,5 MHz (długość fali około 14,6 metra). Został zamontowany na gramofonie, który pozwalał mu obracać się w dowolnym kierunku, dzięki czemu zyskał miano „karuzeli Jansky'ego”. Miał średnicę około 100 stóp (30 m) i 20 stóp (6 m) wysokości. Obracając antenę, można było dokładnie określić kierunek odbieranego zakłócającego źródła radiowego (statycznego). W małej szopie z boku anteny znajdował się analogowy system zapisu na papierze i długopisie. Po kilkumiesięcznym rejestrowaniu sygnałów ze wszystkich kierunków Jansky ostatecznie podzielił je na trzy rodzaje zakłóceń: pobliskie burze, odległe burze i słaby, stały syk nad głową. odgłos wystrzału niewiadomego pochodzenia. Jansky w końcu ustalił, że „słaby syk” powtarza się w cyklu trwającym 23 godziny i 56 minut. Okres ten to długość astronomicznego dnia gwiazdowego , czyli czas potrzebny każdemu „stałemu” obiektowi znajdującemu się na sferze niebieskiej na powrót w to samo miejsce na niebie. Zatem Jansky podejrzewał, że syk pochodzi spoza Układu Słonecznego i porównując swoje obserwacje z optycznymi mapami astronomicznymi, Jansky doszedł do wniosku, że promieniowanie pochodzi z Galaktyki Drogi Mlecznej i był najsilniejszy w kierunku centrum galaktyki, w gwiazdozbiorze Strzelca .
Radioamator Grote Reber był jednym z pionierów tak zwanej radioastronomii . Zbudował pierwszy paraboliczny radioteleskop „talerzowy” o średnicy 9 metrów (30 stóp) na swoim podwórku w Wheaton w stanie Illinois w 1937 roku. Powtórzył pionierską pracę Jansky'ego, identyfikując Drogę Mleczną jako pierwsze pozaziemskie źródło radiowe, następnie przeprowadził pierwszy przegląd nieba na bardzo wysokich częstotliwościach radiowych, odkrywając inne źródła radiowe. Szybki rozwój radarów w czasie II wojny światowej stworzył technologię, która po wojnie znalazła zastosowanie w radioastronomii, a radioastronomia stała się gałęzią astronomii, w której uniwersytety i instytuty badawcze budowały duże radioteleskopy.
Typy
Zakres częstotliwości widma elektromagnetycznego tworzącego widmo radiowe jest bardzo duży. W rezultacie typy anten używanych jako radioteleskopy różnią się znacznie pod względem konstrukcji, rozmiaru i konfiguracji. Przy długościach fal od 30 do 3 metrów (10–100 MHz) są to zazwyczaj albo anten kierunkowych podobne do „anten telewizyjnych”, albo duże stacjonarne reflektory z ruchomymi ogniskami. Ponieważ długości fal obserwowane za pomocą tego typu anten są tak duże, powierzchnie „odbłyśnika” można wykonać z grubej siatki drucianej , takiej jak drut z kurczaka . Przy krótszych falach anteny paraboliczne „talerzowe” . Rozdzielczość kątowa anteny talerzowej jest określona przez stosunek średnicy talerza do długości fali obserwowanych fal radiowych. To określa rozmiar czaszy, jakiego radioteleskop potrzebuje do uzyskania użytecznej rozdzielczości. Teleskopy radiowe działające na falach o długości od 3 metrów do 30 cm (100 MHz do 1 GHz) mają zwykle średnicę znacznie przekraczającą 100 metrów. Teleskopy pracujące na falach krótszych niż 30 cm (powyżej 1 GHz) mają średnicę od 3 do 90 metrów. [ potrzebne źródło ]
Częstotliwości
Rosnące wykorzystanie częstotliwości radiowych do komunikacji sprawia, że obserwacje astronomiczne stają się coraz trudniejsze (patrz Otwarte widmo ). Negocjacje w sprawie przydziału częstotliwości dla części widma najbardziej przydatnych do obserwacji Wszechświata koordynuje Komitet Naukowy ds. Przydziału Częstotliwości dla Radioastronomii i Nauk o Kosmosie.
Do bardziej znanych pasm częstotliwości wykorzystywanych przez radioteleskopy należą:
- Każda częstotliwość w cichej strefie Narodowego Radia Stanów Zjednoczonych
- Kanał 37 : 608 do 614 MHz
- „ Linia wodoru ”, znana również jako „linia 21 centymetrów”: 1420,40575177 MHz, używana przez wiele radioteleskopów, w tym przez The Big Ear do odkrycia Wow ! sygnał
- 1406 MHz i 430 MHz
- Wodopoj : 1420 do 1666 MHz
- Obserwatorium Arecibo miało kilka odbiorników, które łącznie pokrywały cały zakres 1–10 GHz.
- Wilkinson Microwave Anisotropy Probe zmapowała kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła w 5 różnych pasmach częstotliwości, skupionych wokół 23 GHz, 33 GHz, 41 GHz, 61 GHz i 94 GHz.
Duże dania
Największym na świecie radioteleskopem z wypełnioną aperturą (tj. pełną czaszą) jest Sferyczny Teleskop z Aperturą Pięćsetmetrów (FAST), ukończony w 2016 roku przez Chiny . Antena o średnicy 500 metrów (1600 stóp) i powierzchni aż 30 boisk piłkarskich jest wbudowana w naturalne krasowe w krajobrazie prowincji Guizhou i nie może się poruszać; antenę zasilającą znajduje się w kabinie zawieszonej nad anteną na kablach. Aktywna antena składa się z 4450 ruchomych paneli sterowanych komputerowo. Zmieniając kształt czaszy i przesuwając kabinę zasilającą na kablach, teleskop można skierować w taki sposób, aby wskazywał dowolny rejon nieba pod kątem do 40° od zenitu. Chociaż średnica talerza wynosi 500 metrów, antena zasilająca oświetla w danym momencie tylko 300-metrowy okrągły obszar na talerzu, więc rzeczywista efektywna apertura wynosi 300 metrów. Budowa rozpoczęła się w 2007 roku i zakończyła się w lipcu 2016 roku, a teleskop został oddany do użytku 25 września 2016 roku.
Drugim co do wielkości teleskopem z wypełnioną aperturą na świecie był radioteleskop Arecibo znajdujący się w Arecibo w Portoryko , choć 1 grudnia 2020 r. uległ katastrofalnemu zawaleniu. Arecibo był jednym z niewielu radioteleskopów na świecie zdolnych również do aktywnego (tj. transmitowania) obrazowania radarowego obiektów bliskich Ziemi (patrz: astronomia radarowa ); większość innych teleskopów wykorzystuje detekcję pasywną, tj. tylko odbiór. Arecibo było kolejnym stacjonarnym teleskopem talerzowym, takim jak FAST. Antenę Arecibo o długości 305 m (1001 stóp) wbudowano w naturalne zagłębienie w krajobrazie, anteną można było sterować w zakresie kąta około 20° od zenitu poprzez przesuwanie zawieszonej anteny zasilającej , co umożliwiało wykorzystanie części anteny o średnicy 270 metrów naczynie do dowolnej indywidualnej obserwacji.
Największym indywidualnym radioteleskopem jest RATAN-600 znajdujący się w pobliżu Niżnego Arkhyzu w Rosji , który składa się z 576-metrowego koła prostokątnych reflektorów radiowych, z których każdy można skierować w stronę centralnego stożkowego odbiornika.
Powyższe anteny stacjonarne nie są w pełni „sterowalne”; można je wycelować jedynie w punkty na obszarze nieba w pobliżu zenitu i nie można ich odbierać ze źródeł znajdujących się blisko horyzontu. Największym w pełni sterowalnym radioteleskopem talerzowym jest 100-metrowy Teleskop Green Bank w Wirginii Zachodniej w Stanach Zjednoczonych, zbudowany w 2000 roku. Największym w pełni sterowalnym radioteleskopem w Europie jest 100-metrowy Radioteleskop Effelsberg w pobliżu Bonn w Niemczech, obsługiwany przez firmę Max Planck Instytut Radioastronomii , który przez 30 lat, aż do zbudowania anteny Green Bank, był także największym na świecie w pełni sterowalnym teleskopem. Trzeci co do wielkości w pełni sterowalny radioteleskop to 76-metrowy Teleskop Lovella w Jodrell Bank Observatory w Cheshire w Anglii, ukończony w 1957 roku. Czwartym co do wielkości w pełni sterowalnym radioteleskopem jest sześć 70-metrowych czasz: trzy rosyjskie RT-70 i trzy w sieci NASA Deep Space Network . Planowany radioteleskop Qitai Oczekuje się, że o średnicy 110 m (360 stóp) po ukończeniu w 2023 r. stanie się największym na świecie w pełni sterowalnym jednotarczowym radioteleskopem.
Bardziej typowy radioteleskop ma pojedynczą antenę o średnicy około 25 metrów. Dziesiątki radioteleskopów mniej więcej tej wielkości działają w obserwatoriach radiowych na całym świecie.
Galeria dużych dań
500-metrowy teleskop sferyczny z aperturą pięciuset metrów (FAST), w budowie, Chiny (2016)
100-metrowy teleskop Green Bank , Green Bank, Wirginia Zachodnia, USA, największa w pełni sterowalna antena radioteleskopu (2002)
Bieg na 100 metrów w Effelsberg w Bad Münstereifel w Niemczech (1971)
76-metrowy Lovell , Obserwatorium Jodrell Bank, Anglia (1957)
70-metrowa antena DSS 14 „Mars” w kompleksie Goldstone Deep Space Communications Complex na pustyni Mojave w Kalifornii, USA (1958)
70-metrowy Jewpatoria RT-70 na Krymie, pierwszy z trzech RT-70 na terenie byłego Związku Radzieckiego (1978)
70-metrowy Galenki RT-70 , Galenki, Rosja, drugi z trzech RT-70 w byłym Związku Radzieckim (1984)
.jpg)
_%D0%92%D0%A6%D0%94%D0%9A%D0%A1_-_panoramio_(2).jpg)
Radioteleskopy w kosmosie
Od 1965 roku ludzie wystrzelili w przestrzeń kosmiczną trzy radioteleskopy. Pierwszą z nich, KRT-10, umieszczono na orbitalnej stacji kosmicznej Salut 6 w 1979 r. W 1997 r. Japonia wysłała drugą, HALCA . Ostatni, wysłany przez Rosję w 2011 roku, nosił nazwę Spektr-R .
Interferometria radiowa
Jeden z najbardziej znaczących osiągnięć nastąpił w 1946 roku wraz z wprowadzeniem techniki zwanej interferometrią astronomiczną , która oznacza łączenie sygnałów z wielu anten w celu symulowania większej anteny w celu uzyskania większej rozdzielczości. Astronomiczne interferometry radiowe zwykle składają się z układów anten parabolicznych (np. Teleskop Jednomilowy ), układów anten jednowymiarowych (np. Teleskop Syntezowy Obserwatorium Molonglo ) lub dwuwymiarowych układów dipoli dookólnych (np. Pulsar Tony’ego Hewisha Szyk ). Wszystkie teleskopy w układzie są szeroko od siebie oddalone i zwykle są połączone za pomocą kabla koncentrycznego , falowodu , światłowodu lub innego rodzaju linii transmisyjnej . Niedawne postępy w zakresie stabilności oscylatorów elektronicznych umożliwiają obecnie również prowadzenie interferometrii poprzez niezależną rejestrację sygnałów na różnych antenach, a następnie korelowanie nagrań w jakimś centralnym zakładzie przetwarzającym. Proces ten znany jest jako interferometria bardzo długiej linii bazowej (VLBI). . Interferometria zwiększa całkowity zebrany sygnał, ale jej głównym celem jest znaczne zwiększenie rozdzielczości w procesie zwanym syntezą apertury . Technika ta polega na nakładaniu ( interferowaniu ) fal sygnałowych z różnych teleskopów na zasadzie, że fale pokrywające się z tą samą fazą będą się do siebie dodawać, podczas gdy dwie fale o przeciwnych fazach będą się wzajemnie znosić. W ten sposób powstaje połączony teleskop, którego rozdzielczość (choć nie czułość) jest równoważna pojedynczej antenie, której średnica jest równa rozstawowi anten znajdujących się najdalej od siebie w układzie.
Wysokiej jakości obraz wymaga dużej liczby różnych odległości między teleskopami. Prognozowana separacja pomiędzy dowolnymi dwoma teleskopami, widziana ze źródła radiowego, nazywana jest linią bazową. Na przykład Very Large Array (VLA) w pobliżu Socorro w Nowym Meksyku ma 27 teleskopów z 351 niezależnymi liniami bazowymi jednocześnie, co pozwala uzyskać rozdzielczość 0,2 sekundy łukowej przy długości fali 3 cm. Grupa Martina Ryle'a w Cambridge otrzymała Nagrodę Nobla za interferometrię i syntezę apertury. Lustro Lloyda Interferometr został również opracowany niezależnie w 1946 roku przez grupę Josepha Pawseya na Uniwersytecie w Sydney . We wczesnych latach pięćdziesiątych interferometr Cambridge wykonał mapy radiowego nieba, aby uzyskać słynne badania źródeł radiowych 2C i 3C . Przykładem dużego, fizycznie połączonego układu radioteleskopów jest Gigantyczny Radioteleskop Metrewave , znajdujący się w Pune w Indiach . Największy układ, układ niskiej częstotliwości (LOFAR), ukończony w 2012 r., zlokalizowany jest w Europie Zachodniej i składa się z około 81 000 małych anten rozmieszczonych w 48 stacjach rozmieszczonych na obszarze o średnicy kilkuset kilometrów i działającym w zakresie długości fal od 1,25 do 30 m. Systemy VLBI wykorzystujące przetwarzanie poobserwacyjne zostały zbudowane z antenami oddalonymi od siebie o tysiące mil. kosmicznego mikrofalowego tła wykorzystano także interferometry radiowe , podobnie jak interferometr CBI w 2004 roku.
Uruchomienie największego na świecie fizycznie połączonego teleskopu Square Kilometre Array (SKA) planowane jest na 2025 rok.
Obserwacje astronomiczne
Wiele obiektów astronomicznych można obserwować nie tylko w świetle widzialnym , ale także emitują promieniowanie w zakresie fal radiowych . Oprócz obserwacji obiektów energetycznych, takich jak pulsary i kwazary , radioteleskopy są w stanie „obrazować” większość obiektów astronomicznych, takich jak galaktyki , mgławice , a nawet emisje radiowe z planet .
Zobacz też
- Synteza apertury
- Astropulse – obliczenia rozproszone do przeszukiwania taśm z danymi w poszukiwaniu pierwotnych czarnych dziur, pulsarów i ETI
- Lista obserwatoriów astronomicznych
- Lista radioteleskopów
- Lista typów teleskopów
- Szukaj inteligencji pozaziemskiej
- Teleskop
- Teleskop radarowy
Dalsza lektura
- Rohlfs, K. i Wilson, TL (2004). Narzędzia radioastronomii. Biblioteka astronomii i astrofizyki. Berlin: Springer.
- Asimov, I. (1979). Księga faktów Isaaca Asimova; Strażnicy Nieba . Nowy Jork: Grosset & Dunlap. s. 390–399. ISBN 0-8038-9347-7
| Kontrola władz : Biblioteki narodowe |
|---|
