Radioteleskop - Radio telescope

Det 64 meter lange radioteleskopet ved Parkes Observatory sett i 1969, da det ble brukt til å motta live-TV fra Apollo 11
Antenne for UTR-2 lavfrekvent radioteleskop, Kharkiv- regionen, Ukraina . Består av en rekke 2040 burdipolelementer .

Et radioteleskop er en spesialisert antenne og radiomottaker som brukes til å oppdage radiobølger fra astronomiske radiokilder på himmelen. Radioteleskoper er det viktigste observasjonsinstrumentet som brukes i radioastronomi , som studerer radiofrekvensdelen av det elektromagnetiske spekteret som sendes ut av astronomiske objekter, akkurat som optiske teleskoper er det viktigste observasjonsinstrumentet som brukes i tradisjonell optisk astronomi som studerer lysbølgedelen av spekteret kommer fra astronomiske objekter. I motsetning til optiske teleskoper kan radioteleskoper brukes både på dagtid og om natten.

Siden astronomiske radiokilder som planeter , stjerner , nebulas og galakser er veldig langt unna, er radiobølgene som kommer fra dem ekstremt svake, så radioteleskoper krever veldig store antenner for å samle inn nok radioenergi for å studere dem, og ekstremt sensitivt mottaksutstyr. Radioteleskoper er vanligvis store parabolske ("parabolen") antenner som ligner på de som brukes til å spore og kommunisere med satellitter og romprober. De kan brukes enkeltvis eller kobles sammen elektronisk i en matrise. Radio observatories er fortrinnsvis lokalisert langt fra store befolkningssentra for å unngå elektromagnetisk interferens (EMI) fra radio, fjernsyn , radar , kjøretøyer, og andre kunstige elektroniske enheter.

Radiobølger fra verdensrommet ble først oppdaget av ingeniør Karl Guthe Jansky i 1932 ved Bell Telephone Laboratories i Holmdel, New Jersey ved hjelp av en antenne bygget for å studere radiomottakerstøy. Det første spesialbygde radioteleskopet var en 9 meter parabolsk tallerken konstruert av radioamatør Grote Reber i bakgården hans i Wheaton, Illinois i 1937. Himmelsundersøkelsen han utførte anses ofte som begynnelsen på feltet radioastronomi.

Tidlige radioteleskoper

Kopi i full størrelse av det første radioteleskopet, Janskys dipol- array fra 1932, bevart ved US National Radio Astronomy Observatory i Green Bank, West Virginia.
Rebers "parabolen" radioteleskop, Wheaton, Illinois, 1937

Den første radioantennen som ble brukt til å identifisere en astronomisk radiokilde ble bygget av Karl Guthe Jansky , ingeniør ved Bell Telephone Laboratories , i 1932. Jansky ble tildelt oppgaven med å identifisere kilder til statikk som kan forstyrre radiotelefontjenesten . Janskys antenne var en rekke dipoler og reflektorer designet for å motta kortbølgede radiosignaler med en frekvens på 20,5 MHz (bølgelengde ca 14,6 meter). Den ble montert på en dreieskive som lot den rotere i hvilken som helst retning, og fikk navnet "Jansky's merry-go-round". Den hadde en diameter på omtrent 30 fot og var 6 fot høy. Ved å rotere antennen kan retningen til den mottatte forstyrrende radiokilden (statisk) identifiseres. Et lite skur på siden av antennen inneholdt et analogt oppskriftssystem for penn og papir. Etter å ha registrert signaler fra alle retninger i flere måneder, kategoriserte Jansky dem til slutt i tre typer statiske: tordenvær i nærheten, fjerne tordenvær og et svakt jevnt sus over skuddstøy , av ukjent opprinnelse. Jansky bestemte til slutt at det "svake suset" gjentok seg på en syklus på 23 timer og 56 minutter. Denne perioden er lengden på en astronomisk siderisk dag , tiden det tar et "fast" objekt plassert på himmelskulen å komme tilbake til det samme stedet på himmelen. Dermed mistenkte Jansky at suset stammet utenfor solsystemet , og ved å sammenligne observasjonene sine med optiske astronomiske kart, konkluderte Jansky med at strålingen kom fra Melkeveiens galakse og var sterkest i retning av galaksens sentrum, i konstellasjon av Skytten .

En amatørradiooperatør, Grote Reber , var en av pionerene for det som ble kjent som radioastronomi . Han bygde det første parabolske "parabolen" radioteleskopet, 9 meter i diameter, i bakgården i Wheaton, Illinois i 1937. Han gjentok Janskys banebrytende arbeid og identifiserte Melkeveien som den første radiokilden utenfor verden, og han fortsatte med å gjennomføre den første himmelundersøkelsen ved svært høye radiofrekvenser og oppdaget andre radiokilder. Den raske utviklingen av radar under andre verdenskrig skapte teknologi som ble brukt på radioastronomi etter krigen, og radioastronomi ble en gren av astronomi, med universiteter og forskningsinstitutter som konstruerte store radioteleskoper.

Typer

Ooty radioteleskop , et 326,5 MHz dipolarray i Ooty , India

Frekvensområdet i det elektromagnetiske spekteret som utgjør radiospekteret er veldig stort. Som en konsekvens varierer typer antenner som brukes som radioteleskoper mye i design, størrelse og konfigurasjon. Ved bølgelengder på 30 meter til 3 meter (10–100 MHz) er de vanligvis enten retningsantenner som ligner på "TV -antenner" eller store stasjonære reflektorer med bevegelige fokuspunkter. Siden bølgelengdene som observeres med denne typen antenner er så lange, kan "reflektor" -flatene konstrueres av grovt trådnett som kyllingetråd . Ved kortere bølgelengder dominerer paraboliske "fat" -antenner . Den vinkelmessige oppløsning av en tallerkenantenne bestemmes av forholdet mellom diameteren av skålen til bølgelengden av radiobølger som blir observert. Dette dikterer oppvaskstørrelsen et radioteleskop trenger for en nyttig oppløsning. Radioteleskoper som opererer ved bølgelengder på 3 til 30 cm (100 MHz til 1 GHz) er vanligvis godt over 100 meter i diameter. Teleskoper som arbeider med bølgelengder kortere enn 30 cm (over 1 GHz) varierer i størrelse fra 3 til 90 meter i diameter.

Frekvenser

Den økende bruken av radiofrekvenser for kommunikasjon gjør astronomiske observasjoner vanskeligere og vanskeligere (se Open spectrum ). Forhandlinger for å forsvare frekvensallokering for deler av spekteret som er mest nyttige for å observere universet, koordineres i den vitenskapelige komiteen for frekvensallokeringer for radioastronomi og romvitenskap.

Plott av jordens atmosfæriske transmittans (eller ugjennomsiktighet) til forskjellige bølgelengder av elektromagnetisk stråling .

Noen av de mer bemerkelsesverdige frekvensbåndene som brukes av radioteleskoper inkluderer:

Store retter

Sammenligning av radioteleskopene Arecibo (øverst), FAST (midten) og RATAN-600 (nederst) i samme skala

Verdens største radioteleskop med full blenderåpning (dvs. full tallerken) er det fem hundre meter store sfæriske teleskopet (FAST) som ble fullført i 2016 av Kina . Retten på 500 meter i diameter med et område så stort som 30 fotballbaner er bygget inn i en naturlig karstdepresjon i landskapet i Guizhou-provinsen og kan ikke bevege seg; at mateantennen er i en lugar opphengt over fatet på kablene. Den aktive parabolen består av 4450 bevegelige paneler som styres av en datamaskin. Ved å endre formen på fatet og flytte fôrhytta på kablene, kan teleskopet styres til å peke til et hvilket som helst område av himmelen opptil 40 ° fra senitten. Selv om fatet er 500 meter i diameter, blir bare et 300 meter sirkulært område på fatet belyst av mateantennen til enhver tid, så den faktiske effektive blenderåpningen er 300 meter. Byggingen ble påbegynt i 2007 og fullført juli 2016, og teleskopet ble operativt 25. september 2016.

Verdens nest største fyldeåpningsteleskop var Arecibo radioteleskop som ligger i Arecibo, Puerto Rico , selv om det led katastrofalt sammenbrudd 1. desember 2020. Arecibo var verdens eneste radioteleskop som også var i stand til aktiv radaravbildning av objekter nær jord; alle andre teleskoper er bare passiv deteksjon. Arecibo var et annet stasjonært parabolteleskop som FAST. Arecibos 305 m store tallerken ble bygget inn i en naturlig forsenkning i landskapet, antennen var styrbar i en vinkel på omtrent 20 ° fra zenitten ved å flytte den suspenderte mateantennen , noe som gjorde bruk av en 270 meters diameter del av rett for enhver individuell observasjon.

Det største individuelle radioteleskopet av noe slag er RATAN-600 som ligger i nærheten av Nizhny Arkhyz , Russland , som består av en sirkel på 576 meter med rektangulære radioreflektorer, som hver kan pekes mot en sentral konisk mottaker.

Ovennevnte stasjonære retter er ikke fullt "styrbare"; de kan bare rettes mot punkter i et område på himmelen nær senit , og kan ikke motta fra kilder nær horisonten. Det største fullt styrbare parabolradioteleskopet er 100 meter Green Bank Telescope i West Virginia , USA, konstruert i 2000. Det største fullt styrbare radioteleskopet i Europa er Effelsberg 100 m radioteleskop nær Bonn , Tyskland, som drives av Max Planck Institute for Radio Astronomy , som også var verdens største fullt styrbare teleskop på 30 år til Green Bank -antennen ble konstruert. Det tredje største fullt styrbare radioteleskopet er 76-meter Lovell-teleskopet ved Jodrell Bank-observatoriet i Cheshire , England, ferdigstilt i 1957. Det fjerde største fullt styrbare radioteleskopet er seks 70-meters retter: tre russiske RT-70 og tre i NASA Deep Space Network . Det planlagte Qitai radioteleskopet , med en diameter på 110 m (360 fot), forventes å bli verdens største fullt styrbare enkeltfasede radioteleskop når det er ferdig i 2023.

Et mer typisk radioteleskop har en enkelt antenne på omtrent 25 meters diameter. Dusinvis av radioteleskoper av omtrent denne størrelsen opereres i radioobservatorier over hele verden.

Galleri med store retter

Radioteleskoper i verdensrommet

Siden 1965 har mennesker skutt opp tre rombaserte radioteleskoper. Den første, KRT-10, ble festet til Salyut 6-romstasjonen i 1979. I 1997 sendte Japan den andre, HALCA . Den siste ble sendt av Russland i 2011 kalt Spektr-R .

Radiointerferometri

The Very Large Array i Socorro, New Mexico, en interferometrisk matrise som består av 27 paraboliske parabolteleskoper.

En av de mest bemerkelsesverdige utviklingene kom i 1946 med introduksjonen av teknikken kalt astronomisk interferometri , som betyr å kombinere signalene fra flere antenner slik at de simulerer en større antenne for å oppnå større oppløsning. Astronomiske radiointerferometre består vanligvis enten av arrays av parabolske retter (f.eks. One-Mile Telescope ), arrays av endimensjonale antenner (f.eks. Molonglo Observatory Synthesis Telescope ) eller todimensjonale arrays av omnidireksjonelle dipoler (f.eks. Tony Hewish's Pulsar Array ). Alle teleskopene i matrisen er vidt atskilt og er vanligvis tilkoblet ved hjelp av koaksialkabel , bølgeleder , optisk fiber eller annen type overføringsledning . Nylige fremskritt i stabiliteten til elektroniske oscillatorer tillater nå også at interferometri kan utføres ved uavhengig registrering av signalene ved de forskjellige antennene, og deretter korrelere opptakene ved et sentralt behandlingsanlegg. Denne prosessen er kjent som Very Long Baseline Interferometry (VLBI) . Interferometri øker det totale signalet som samles inn, men hovedformålet er å øke oppløsningen kraftig gjennom en prosess som kalles blenderåpning . Denne teknikken virker ved overlagring ( interfererende ) signalbølgene fra de ulike teleskoper på det prinsipp at bølger som faller sammen med den samme fase vil legge til hverandre mens de to bølger som har motsatte faser vil kansellere hverandre ut. Dette skaper et kombinert teleskop som tilsvarer oppløsning (men ikke i følsomhet) til en enkelt antenne hvis diameter er lik avstanden til antennene lengst fra hverandre i gruppen.

Atacama Large Millimeter Array i Atacama-ørkenen som består av 66 12 meter (39 fot) og 7 meter (23 fot) diameter radioteleskoper designet for å fungere ved sub-millimeter bølgelengder

Et bilde av høy kvalitet krever et stort antall forskjellige separasjoner mellom teleskoper. Beregnet separasjon mellom to teleskoper, sett fra radiokilden, kalles en grunnlinje. For eksempel har Very Large Array (VLA) nær Socorro, New Mexico 27 teleskoper med 351 uavhengige grunnlinjer samtidig, som oppnår en oppløsning på 0,2 lysbuesekunder ved 3 cm bølgelengder. Martin Ryle 's gruppe i Cambridge fått en Nobelpris for interferometri og blender syntese. Den Lloyds speil interferometer ble også utviklet uavhengig i 1946 av Joseph Pawsey 's gruppe ved University of Sydney . På begynnelsen av 1950 -tallet kartla Cambridge Interferometer radiohimmelen for å produsere de berømte 2C- og 3C -undersøkelsene av radiokilder. Et eksempel på et stort fysisk tilkoblet radioteleskoparray er Giant Metrewave Radio Telescope , som ligger i Pune , India . Den største serien, Low-Frequency Array (LOFAR), ferdig i 2012, ligger i Vest-Europa og består av om lag 81 000 små antenner fordelt på et område flere hundre kilometer i diameter og opererer mellom 1,25 og 30 m bølgelengder . VLBI-systemer som bruker etterobservasjonsbehandling er konstruert med antenner tusenvis av miles fra hverandre. Radiointerferometre har også blitt brukt til å få detaljerte bilder av anisotropiene og polarisasjonen av den kosmiske mikrobølgeovnen , som CBI -interferometeret i 2004.

Verdens største fysisk tilkoblede teleskop, Square Kilometer Array (SKA), er planlagt å starte driften i 2025.

Astronomiske observasjoner

Mange astronomiske objekter er ikke bare observerbare i synlig lys, men avgir også stråling ved radiobølgelengder . I tillegg til å observere energiske objekter som pulsarer og kvasarer , er radioteleskoper i stand til å "bilde" de fleste astronomiske objekter som galakser , nebulaer og til og med radioutslipp fra planeter .

Se også

Referanser

Videre lesning

  • Rohlfs, K., og Wilson, TL (2004). Verktøy for radioastronomi. Astronomi og astrofysikk bibliotek. Berlin: Springer.
  • Asimov, I. (1979). Isaac Asimovs faktabok; Sky Watchers . New York: Grosset & Dunlap. s. 390–399. ISBN  0-8038-9347-7