Radioteleskop - Radio telescope

Det 64 meter lange radioteleskop ved Parkes Observatory set i 1969, da det blev brugt til at modtage live tv-video fra Apollo 11
Antenne til UTR-2 lavfrekvent radioteleskop, Kharkiv- regionen, Ukraine . Består af en række 2040 burdipolelementer .

Et radioteleskop er en specialiseret antenne og radiomodtager, der bruges til at detektere radiobølger fra astronomiske radiokilder på himlen. Radioteleskoper er det vigtigste observationsinstrument, der bruges i radioastronomi , som studerer radiofrekvensdelen af det elektromagnetiske spektrum, der udsendes af astronomiske objekter, ligesom optiske teleskoper er det vigtigste observationsinstrument, der bruges i traditionel optisk astronomi, der studerer lysbølgedelen af spektret kommer fra astronomiske objekter. I modsætning til optiske teleskoper kan radioteleskoper bruges i dagtimerne såvel som om natten.

Da astronomiske radiokilder som planeter , stjerner , nebulas og galakser er meget langt væk, er radiobølgerne, der kommer fra dem, ekstremt svage, så radioteleskoper kræver meget store antenner for at indsamle nok radioenergi til at studere dem og ekstremt følsomt modtageudstyr. Radioteleskoper er typisk store parabolske ("parabol") antenner svarende til dem, der anvendes til at spore og kommunikere med satellitter og rumsonder. De kan bruges enkeltvis eller forbundet elektronisk i et array. Radio observatorier der fortrinsvis placeret langt fra større befolkningscentre at undgå elektromagnetisk interferens (EMI) fra radio, fjernsyn , radar , motorkøretøjer og andre menneskeskabte elektroniske enheder.

Radiobølger fra rummet blev først opdaget af ingeniør Karl Guthe Jansky i 1932 på Bell Telephone Laboratories i Holmdel, New Jersey ved hjælp af en antenne bygget til at studere radiomodtagerstøj. Det første specialbyggede radioteleskop var en 9 meter parabolsk skål konstrueret af radioamatør Grote Reber i hans baghave i Wheaton, Illinois i 1937. Den himmelundersøgelse, han udførte, betragtes ofte som begyndelsen på radioastronomiområdet.

Tidlige radioteleskoper

Kopi i fuld størrelse af det første radioteleskop, Janskys dipol- array fra 1932, bevaret ved US National Radio Astronomy Observatory i Green Bank, West Virginia.
Rebers "parabol" radioteleskop, Wheaton, Illinois, 1937

Den første radioantenne, der blev brugt til at identificere en astronomisk radiokilde, blev bygget af Karl Guthe Jansky , en ingeniør hos Bell Telephone Laboratories , i 1932. Jansky fik til opgave at identificere statiske kilder, der kunne forstyrre radiotelefontjenesten . Janskys antenne var en række dipoler og reflektorer designet til at modtage kortbølgede radiosignaler med en frekvens på 20,5 MHz (bølgelængde ca. 14,6 meter). Den blev monteret på en drejeskive, der tillod den at rotere i enhver retning, og den fik navnet "Jansky's merry-go-round". Den havde en diameter på cirka 100 fod (30 m) og stod 20 fod (6 m) høj. Ved at rotere antennen kunne retning af den modtagne interfererende radiokilde (statisk) fastslås. Et lille skur til siden af ​​antennen husede et analogt pen-og-papir optagelsessystem. Efter optagelse signaler fra alle retninger i flere måneder, Jansky sidst kategoriseret dem i tre typer af statisk: nærliggende tordenvejr, fjernt tordenvejr, og en svag stabil Hiss over skud støj , af ukendt oprindelse. Jansky fastslog endelig, at det "svage sus" gentog sig på en cyklus på 23 timer og 56 minutter. Denne periode er længden af ​​en astronomisk siderisk dag , den tid det tager et "fast" objekt placeret på himmelkuglen at komme tilbage til det samme sted på himlen. Således mistænkte Jansky, at suset stammede uden for solsystemet , og ved at sammenligne sine observationer med optiske astronomiske kort konkluderede Jansky, at strålingen kom fra Mælkevejen Galaxy og var stærkest i retning mod midten af ​​galaksen, i konstellation af Skytten .

En amatørradiooperatør, Grote Reber , var en af ​​pionererne inden for det, der blev kendt som radioastronomi . Han byggede det første parabolske "parabol" radioteleskop, 9 meter (30 fod) i diameter, i sin baghave i Wheaton, Illinois i 1937. Han gentog Janskys banebrydende arbejde og identificerede Mælkevejen som den første radiokilde uden for verden, og han fortsatte med at gennemføre den første himmelundersøgelse ved meget høje radiofrekvenser og opdagede andre radiokilder. Den hurtige udvikling af radar under anden verdenskrig skabte teknologi, der blev anvendt på radioastronomi efter krigen, og radioastronomi blev en gren af ​​astronomi, hvor universiteter og forskningsinstitutter konstruerede store radioteleskoper.

Typer

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

Frekvensområdet i det elektromagnetiske spektrum, der udgør radiospektret, er meget stort. Som en konsekvens varierer de typer antenner, der bruges som radioteleskoper, meget i design, størrelse og konfiguration. Ved bølgelængder på 30 meter til 3 meter (10–100 MHz) er de generelt enten retningsbestemte antennearrays svarende til "TV -antenner" eller store stationære reflektorer med bevægelige brændpunkter. Da bølgelængderne, der observeres med disse typer antenner, er så lange, kan "reflektor" -overfladerne konstrueres af groft trådnet, såsom kyllingetråd . Ved kortere bølgelængder dominerer parabolske "parabol" -antenner . Den vinkelopløsning af en parabol antenne er bestemt af forholdet mellem diameteren af skålen til bølgelængden af radiobølgerne bliver observeret. Dette dikterer den skålstørrelse, et radioteleskop har brug for for en nyttig opløsning. Radioteleskoper, der opererer ved bølgelængder på 3 til 30 cm (100 MHz til 1 GHz), er normalt godt 100 meter i diameter. Teleskoper, der arbejder ved bølgelængder, der er kortere end 30 cm (over 1 GHz), varierer i størrelse fra 3 til 90 meter i diameter.

Frekvenser

Den stigende brug af radiofrekvenser til kommunikation gør astronomiske observationer vanskeligere og vanskeligere (se Åbent spektrum ). Forhandlinger om at forsvare frekvensallokering for dele af det spektrum, der er mest nyttige til at observere universet, koordineres i den videnskabelige komité for frekvensallokeringer for radioastronomi og rumvidenskab.

Plot af Jordens atmosfæriske transmittans (eller opacitet) til forskellige bølgelængder af elektromagnetisk stråling .

Nogle af de mere bemærkelsesværdige frekvensbånd, der bruges af radioteleskoper, omfatter:

Store retter

Sammenligning af Arecibo (top), FAST (midten) og RATAN-600 (bund) radioteleskoper i samme skala

Verdens største radioteleskop med fyldt blændeåbning (dvs. fuld skål) er det fem hundrede meter store sfæriske teleskop (FAST), der blev fuldført i 2016 af Kina . Skålen med en diameter på 500 meter med et område så stort som 30 fodboldbaner er indbygget i en naturlig karstdepression i landskabet i Guizhou-provinsen og kan ikke bevæge sig; den foder antennen er i en kabine ophængt over skålen på kabler. Den aktive skål består af 4.450 bevægelige paneler styret af en computer. Ved at ændre fadets form og flytte foderkabinen på dets kabler kan teleskopet styres til at pege på ethvert område af himlen op til 40 ° fra zenit. Selvom fadet er 500 meter i diameter, belyses kun et 300 meter cirkulært område på fadet af tilførselsantennen til enhver tid, så den faktiske effektive blænde er 300 meter. Byggeriet blev påbegyndt i 2007 og afsluttet juli 2016, og teleskopet blev taget i brug 25. september 2016.

Verdens næststørste udfyldte blænde-teleskop var Arecibo-radioteleskopet placeret i Arecibo, Puerto Rico , selvom det led katastrofalt sammenbrud den 1. december 2020. Arecibo var verdens eneste radioteleskop, der også var i stand til aktiv radarbilleddannelse af nær-jordiske objekter; alle andre teleskoper er kun passiv detektion. Arecibo var et andet stationært parabolteleskop som FAST. Arecibos skål på 305 m (1.001 fod) blev indbygget i en naturlig fordybning i landskabet, antennen kunne styres inden for en vinkel på cirka 20 ° fra zenitten ved at flytte den suspenderede fodernet antenne , hvilket gav brug af en 270 meters diameter del af fad til enhver individuel observation.

Det største individuelle radioteleskop af enhver art er RATAN-600 placeret i nærheden af Nizhny Arkhyz , Rusland , som består af en 576 meter lang cirkel af rektangulære radioreflektorer , som hver især kan peges mod en central konisk modtager.

Ovenstående stationære retter er ikke fuldt ud "styrbare"; de kan kun rettes mod punkter i et område af himlen nær zenit og kan ikke modtage fra kilder nær horisonten. Det største fuldt styrbare parabolradioteleskop er 100 meter Green Bank Telescope i West Virginia , USA, konstrueret i 2000. Det største fuldt styrbare radioteleskop i Europa er Effelsberg 100-m radioteleskop nær Bonn , Tyskland, der drives af Max Planck Institute for Radio Astronomy , som også var verdens største fuldt styrbare teleskop i 30 år, indtil Green Bank -antennen blev konstrueret. Det tredje største fuldt styrbare radioteleskop er det 76 meter lange Lovell-teleskop ved Jodrell Bank Observatory i Cheshire , England, afsluttet i 1957. Det fjerde største fuldt styrbare radioteleskop er seks retter på 70 meter: tre russiske RT-70 og tre i NASA Deep Space Network . Det planlagte Qitai radioteleskop , med en diameter på 110 m (360 fod), forventes at blive verdens største fuldt styrbare enkeltfadede radioteleskop, når det står færdigt i 2023.

Et mere typisk radioteleskop har en enkelt antenne på cirka 25 meters diameter. Snesevis af radioteleskoper af omtrent denne størrelse opereres i radioobservatorier over hele verden.

Galleri med store retter

Radioteleskoper i rummet

Siden 1965 har mennesker lanceret tre rumbaserede radioteleskoper. Den første, KRT-10, blev knyttet til Salyut 6 orbital rumstation i 1979. I 1997 sendte Japan den anden, HALCA . Den sidste blev sendt af Rusland i 2011 kaldet Spektr-R .

Radiointerferometri

The Very Large Array i Socorro, New Mexico, et interferometrisk array dannet af 27 paraboliske parabolteleskoper.

En af de mest bemærkelsesværdige udviklinger kom i 1946 med introduktionen af ​​teknikken kaldet astronomisk interferometri , hvilket betyder at kombinere signalerne fra flere antenner, så de simulerer en større antenne, for at opnå større opløsning. Astronomiske radiointerferometre består normalt enten af ​​arrays af parabolske retter (f.eks. One-Mile Telescope ), arrays af endimensionelle antenner (f.eks. Molonglo Observatory Synthesis Telescope ) eller todimensionale arrays af omnidirektionelle dipoler (f.eks. Tony Hewish's Pulsar Array ). Alle teleskoper i arrayet er vidt adskilte og er normalt forbundet ved hjælp af koaksialkabel , bølgeleder , optisk fiber eller anden type transmissionslinje . Nylige fremskridt i stabiliteten af ​​elektroniske oscillatorer tillader nu også, at der kan foretages interferometri ved uafhængig registrering af signalerne ved de forskellige antenner, og derefter korrelere optagelserne på en central behandlingsfacilitet. Denne proces er kendt som Very Long Baseline Interferometry (VLBI) . Interferometri øger det samlede indsamlede signal, men dets primære formål er at øge opløsningen markant gennem en proces kaldet blænde -syntese . Denne teknik virker ved at overlejre ( interfererende ) signalord bølger fra de forskellige teleskoper på det princip, at bølgerne , der falder sammen med den samme fase vil tilføje til hinanden, mens to bølger, der har modsatte faser vil ophæve hinanden. Dette skaber et kombineret teleskop, der i opløsning (dog ikke i følsomhed) svarer til en enkelt antenne, hvis diameter er lig med afstanden mellem antennerne længst fra hinanden i arrayet.

Atacama Large Millimeter Array i Atacama ørkenen bestående af 66 12 meter (39 fod) og 7 meter (23 fod) diameter radioteleskoper designet til at fungere ved sub-millimeter bølgelængder

Et billede af høj kvalitet kræver et stort antal forskellige adskillelser mellem teleskoper. Forventet adskillelse mellem to teleskoper set fra radiokilden kaldes en baseline. For eksempel har Very Large Array (VLA) nær Socorro, New Mexico 27 teleskoper med 351 uafhængige grundlinjer på én gang, hvilket opnår en opløsning på 0,2 buesekunder ved 3 cm bølgelængder. Martin Ryle 's gruppe i Cambridge opnået en Nobelprisen for interferometri og blænde syntese. Den Lloyds spejl interferometer blev også udviklet uafhængigt i 1946 af Joseph Pawsey 's gruppe ved University of Sydney . I begyndelsen af ​​1950'erne kortlagde Cambridge Interferometer radiohimlen for at producere de berømte 2C- og 3C -undersøgelser af radiokilder. Et eksempel på et stort fysisk forbundet radioteleskoparray er Giant Metrewave Radio Telescope , der ligger i Pune , Indien . Det største array, Low-Frequency Array (LOFAR), der blev færdiggjort i 2012, ligger i Vesteuropa og består af omkring 81.000 små antenner i 48 stationer fordelt på et område flere hundrede kilometer i diameter og opererer mellem 1,25 og 30 m bølgelængder . VLBI-systemer, der anvender post-observation-behandling, er konstrueret med antenner tusinder af miles fra hinanden. Radiointerferometre er også blevet brugt til at få detaljerede billeder af anisotropierne og polarisationen af ​​den kosmiske mikrobølgeovn -baggrund , ligesom CBI -interferometeret i 2004.

Verdens største fysisk tilsluttede teleskop, Square Kilometer Array (SKA), er planlagt til at starte driften i 2025.

Astronomiske observationer

Mange astronomiske objekter kan ikke kun observeres i synligt lys, men udsender også stråling ved radiobølgelængder . Udover at observere energiske genstande som pulsarer og kvasarer , er radioteleskoper i stand til at "forestille" de fleste astronomiske objekter som galakser , stjernetåger og endda radioemissioner fra planeter .

Se også

Referencer

Yderligere læsning

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