Radioteleskop - Radio telescope

64metrový radioteleskop na Parkes Observatory z roku 1969, kdy byl používán k příjmu živého televizního videa z Apolla 11
Anténa nízkofrekvenčního radioteleskopu UTR-2 , Charkovská oblast, Ukrajina . Skládá se z řady 2040 klecových dipólových prvků.

Radioteleskop je specializovaný anténu a přijímač používá k detekci rádiových vln z astronomických radiových zdrojů na obloze. Radioteleskopy jsou hlavním pozorovacím nástrojem používaným v radioastronomii , který studuje vysokofrekvenční část elektromagnetického spektra vyzařovaného astronomickými objekty, stejně jako optické teleskopy jsou hlavním pozorovacím nástrojem používaným v tradiční optické astronomii, který studuje část spektra světelných vln pocházející z astronomických objektů. Na rozdíl od optických dalekohledů lze radioteleskopy používat ve dne i v noci.

Vzhledem k tomu, že astronomické rádiové zdroje, jako jsou planety , hvězdy , mlhoviny a galaxie, jsou velmi daleko, jsou rádiové vlny přicházející z nich extrémně slabé, takže radioteleskopy vyžadují velmi velké antény, aby shromáždily dostatek rádiové energie, aby je mohly studovat, a extrémně citlivé přijímací zařízení. Radioteleskopy jsou obvykle velké parabolické („parabolické“) antény podobné těm, které se používají při sledování a komunikaci se satelity a vesmírnými sondami. Mohou být použity jednotlivě nebo propojeny elektronicky v poli. Rádiové observatoře jsou přednostně umístěny daleko od hlavních center populace, aby se zabránilo elektromagnetickému rušení (EMI) z rádia, televize , radaru , motorových vozidel a dalších umělých elektronických zařízení.

Rádiové vlny z vesmíru poprvé detekoval inženýr Karl Guthe Jansky v roce 1932 v Bell Telephone Laboratories v Holmdel v New Jersey pomocí antény postavené pro studium šumu rádiového přijímače. Prvním účelově vyrobeným radioteleskopem byla 9metrová parabolická parabola, kterou zkonstruoval radioamatér Grote Reber na svém dvorku ve Wheatonu ve státě Illinois v roce 1937. Průzkum oblohy, který provedl, je často považován za začátek oblasti radioastronomie.

Rané radioteleskopy

Replika prvního radioteleskopu v plné velikosti, Janského dipólová soustava z roku 1932, uchovaná na americké Národní radionastronomické observatoři v Green Bank v Západní Virginii.
Radioteleskop „paraboly“ Rebera, Wheaton, Illinois, 1937

První rádiovou anténu používanou k identifikaci astronomického rádiového zdroje vyrobil Karl Guthe Jansky , inženýr z Bell Telephone Laboratories , v roce 1932. Jansky dostal za úkol identifikovat zdroje statické elektřiny, které by mohly rušit radiotelefonní službu. Janskyho anténa byla řada dipólů a reflektorů navržených pro příjem krátkovlnných rádiových signálů na frekvenci 20,5 MHz (vlnová délka asi 14,6 metru). Byl namontován na točnu, která mu umožňovala otáčet se v libovolném směru, čímž si vysloužil jméno „Janského kolotoč“. To mělo průměr přibližně 100 stop (30 m) a stálo 20 stop (6 m) vysoký. Otáčením antény lze určit směr přijímaného rušivého rádiového zdroje (statického). V malé kůlně na straně antény byl analogový záznamový systém na pero a papír. Poté, co několik měsíců zaznamenával signály ze všech směrů, je Jansky nakonec rozdělil do tří typů statických: bouřky v blízkosti, vzdálené bouřky a slabé ustálené syčení nad hlukem výstřelu , neznámého původu. Jansky nakonec určil, že „slabé zasyčení“ se opakovalo v cyklu 23 hodin a 56 minut. Toto období je délkou astronomického hvězdného dne , což je doba, po kterou se jakýkoli „pevný“ objekt umístěný na nebeské sféře vrátí zpět na stejné místo na obloze. Jansky měl tedy podezření, že syčení pochází mimo sluneční soustavu , a porovnáním svých pozorování s optickými astronomickými mapami dospěl Jansky k závěru, že záření pochází z galaxie Mléčné dráhy a je nejsilnější ve směru ke středu galaxie, v konstelace z Střelce .

Amatérský radista Grote Reber byl jedním z průkopníků toho, co se stalo známým jako radioastronomie . V roce 1937 postavil na svém dvorku ve Wheatonu ve státě Illinois první parabolický "parabolický" radioteleskop o průměru 9 metrů (30 stop). Zopakoval Janského průkopnické dílo a identifikoval Mléčnou dráhu jako první mimosvětový zdroj rádia, a pokračoval v prvním průzkumu oblohy na velmi vysokých rádiových frekvencích a objevil další rádiové zdroje. Rychlý vývoj radaru během druhé světové války vytvořil technologii, která byla po válce aplikována na radioastronomii, a z radioastronomie se stalo odvětví astronomie, kde univerzity a výzkumné ústavy vyráběly velké radioteleskopy.

Typy

Ooty radioteleskop , 326,5 MHz dipólové pole v Ooty , Indie

Rozsah frekvencí v elektromagnetickém spektru, které tvoří rádiové spektrum, je velmi velký. V důsledku toho se typy antén, které se používají jako radioteleskopy, značně liší designem, velikostí a konfigurací. Na vlnových délkách 30 metrů až 3 metry (10–100 MHz) jsou to obvykle buď směrová anténní pole podobná „televizním anténám“, nebo velké stacionární reflektory s pohyblivými ohniskovými body. Jelikož jsou vlnové délky pozorované u těchto typů antén tak dlouhé, mohou být povrchy „reflektorů“ konstruovány z hrubého drátěného pletiva, jako je kuřecí drát . Na kratších vlnových délkách převládají parabolické „parabolické“ antény . Úhlové rozlišení z parabolické antény se určuje poměrem průměru misky na vlnové délce , že budou pozorovány rádiových vln. To určuje velikost misky, kterou radioteleskop pro užitečné rozlišení potřebuje. Radioteleskopy, které pracují na vlnových délkách 3 metry až 30 cm (100 MHz až 1 GHz), mají obvykle průměr více než 100 metrů. Teleskopy pracující na vlnových délkách kratších než 30 cm (nad 1 GHz) dosahují velikosti od 3 do 90 metrů v průměru.

Frekvence

S rostoucím využíváním rádiových frekvencí pro komunikaci je astronomická pozorování stále obtížnější (viz Otevřené spektrum ). Jednání na obranu přidělování frekvencí pro části spektra, které jsou pro pozorování vesmíru nejužitečnější, jsou koordinovány ve Vědeckém výboru pro přidělování frekvencí pro radioastronomii a kosmickou vědu.

Graf atmosférické propustnosti Země (nebo opacity) na různé vlnové délky elektromagnetického záření .

Mezi pozoruhodnější frekvenční pásma využívaná radioteleskopy patří:

Velká jídla

Porovnání radioteleskopů Arecibo (nahoře), FAST (uprostřed) a RATAN-600 (dole) ve stejném měřítku

Největším světovým radioteleskopem s plnou aperturou (tj. Plnou miskou) je pětisetmetrový clonový sférický teleskop (FAST) dokončený v roce 2016 Čínou . Parabola o průměru 500 metrů (1 600 stop) s rozlohou 30 fotbalových hřišť je v krajině provincie Guizhou zabudována do přírodní krasové deprese a nemůže se hýbat; krmivo anténa je v kabině zavěšené nad misce na kabely. Aktivní parabola se skládá ze 4 450 pohyblivých panelů ovládaných počítačem. Změnou tvaru paraboly a přesunutím přívodní kabiny po jejích kabelech lze teleskop řídit tak, aby směřoval do jakékoli oblasti oblohy až do 40 ° od zenitu. Přestože je parabola v průměru 500 metrů, pouze 300 metrů kruhová oblast na parabole je v daném okamžiku osvětlena napájecí anténou, takže skutečná efektivní clona je 300 metrů. Stavba byla zahájena v roce 2007 a dokončena v červenci 2016 a dalekohled byl uveden do provozu 25. září 2016.

Druhým největším teleskopem s plnou aperturou na světě byl radioteleskop Arecibo nacházející se v Arecibu v Portoriku , ačkoli 1. prosince 2020 utrpěl katastrofický kolaps. Arecibo byl jediným radioteleskopem na světě, který byl také schopen aktivního radarového zobrazování objektů blízkých Zemi; všechny ostatní dalekohledy jsou pouze pasivní detekce. Arecibo byl další stacionární parabolický teleskop jako FAST. Arecibo 305 m (1,001 ft) parabola byla zabudována do přirozené prohlubně v krajině, anténa byla řiditelná v úhlu asi 20 ° od zenitu pohybem zavěšené antény krmení , přičemž byla použita část průměru 270 metrů misku pro jakékoli individuální pozorování.

Největší jednotlivý radioteleskop jakéhokoli druhu je RATAN-600 umístěný poblíž Nižného Arkhyzu v Rusku , který se skládá z 576 metrů dlouhého kruhu obdélníkových rádiových reflektorů, z nichž každý může být namířen směrem k centrálnímu kuželovému přijímači.

Výše uvedené nepohyblivé pokrmy nejsou plně „řiditelné“; mohou být zaměřeny pouze na body v oblasti oblohy poblíž zenitu a nemohou přijímat ze zdrojů blízko obzoru. Největší plně řiditelný anténní teleskop je 100 metrů dalekohled Green Bank v Západní Virginii , Spojené státy americké, postavený v roce 2000. Největším plně řiditelným radioteleskopem v Evropě je 100m rádiový teleskop Effelsberg poblíž německého Bonnu , který provozuje Max. Planck Institute for Radio Astronomy , který byl také největším světovým plně řiditelným dalekohledem po dobu 30 let, dokud nebyla postavena anténa Green Bank. Třetím největším plně řiditelným radioteleskopem je 76metrový Lovellův teleskop na observatoři Jodrell Bank v Cheshire v Anglii, dokončený v roce 1957. Čtvrtým největším plně řiditelným radioteleskopem je šest 70metrových talířů: tři ruské RT-70 a tři v NASA Deep Space Network . Očekává se, že plánovaný radioteleskop Qitai o průměru 110 m (360 stop) se po dokončení v roce 2023 stane největším plně řiditelným radioteleskopem na jedné misce na světě.

Typičtější radioteleskop má jedinou anténu o průměru asi 25 metrů. Desítky radioteleskopů přibližně této velikosti jsou provozovány v rádiových observatořích po celém světě.

Galerie velkých jídel

Radioteleskopy ve vesmíru

Od roku 1965 spustili lidé tři vesmírné radioteleskopy. První, KRT-10, byl připojen k orbitální vesmírné stanici Saljut 6 v roce 1979. V roce 1997 Japonsko vyslalo druhou, HALCA . Poslední poslal Rusko v roce 2011 s názvem Spektr-R .

Rádiová interferometrie

Velmi velká sada v Socorro, New Mexico, An interferometrický pole vytvořené z 27 parabolických nádobí dalekohledů.

Jeden z nejpozoruhodnějších vývojů přišel v roce 1946 se zavedením techniky zvané astronomická interferometrie , což znamená kombinovat signály z více antén tak, aby simulovaly větší anténu, aby bylo dosaženo vyššího rozlišení. Astronomické rádiové interferometry se obvykle skládají buď z polí parabolických misek (např. One-Mile Telescope ), polí jednorozměrných antén (např. Molonglo Observatory Synthesis Telescope ) nebo dvourozměrných polí všesměrových dipólů (např. Tony Hewish's Pulsar Pole ). Všechny dalekohledy v poli jsou široce oddělené a jsou obvykle spojeny pomocí koaxiálního kabelu , vlnovodu , optického vlákna nebo jiného typu přenosové linky . Nedávné pokroky ve stabilitě elektronických oscilátorů nyní také umožňují provádět interferometrii nezávislým záznamem signálů na různých anténách a později korelací záznamů v nějakém centrálním zpracovatelském zařízení. Tento proces je známý jako VLBI (Very Long Baseline Interferometry) . Interferometrie sice zvyšuje celkový shromážděný signál, ale jeho primárním účelem je výrazně zvýšit rozlišení pomocí procesu nazývaného syntéza clony . Tato technika funguje tak, že superponuje ( ruší ) signální vlny z různých teleskopů na principu, že vlny, které se shodují se stejnou fází, se budou navzájem doplňovat, zatímco dvě vlny, které mají opačné fáze, se navzájem ruší. To vytváří kombinovaný dalekohled, který je ekvivalentní v rozlišení (i když ne v citlivosti) jedné anténě, jejíž průměr se rovná rozteči antén nejvzdálenějších v poli.

Atacama Large Millimeter Array v poušti Atacama tvořené 66 12-metr (39 ft) a 7-m (23 ft) průměr radioteleskopů určen pro práci v sub-milimetrových vlnových délkách

Vysoce kvalitní obraz vyžaduje velké množství různých oddělení mezi dalekohledy. Plánované oddělení mezi jakýmikoli dvěma teleskopy, jak je vidět z rádiového zdroje, se nazývá základní linie. Například Very Large Array (VLA) poblíž Socorro v Novém Mexiku má 27 teleskopů s 351 nezávislými základními liniemi najednou, což dosahuje rozlišení 0,2 obloukových sekund při vlnových délkách 3 cm. Martin Ryle je skupina v Cambridge získal Nobelova cena za interferometrie a clony syntézy. The Lloyd zrcadlo interferometru byl také vyvíjely nezávisle v roce 1946 Joseph Pawsey skupinou je na University of Sydney . Počátkem padesátých let mapoval Cambridgeský interferometr rádiové nebe, aby vytvořil slavné průzkumy rádiových zdrojů 2C a 3C . Příkladem velkého fyzicky připojeného radiového teleskopu je Giant Metrewave Radio Telescope , který se nachází v Pune v Indii . Největší pole, Low-Frequency Array (LOFAR), dokončené v roce 2012, se nachází v západní Evropě a skládá se z asi 81 000 malých antén ve 48 stanicích rozmístěných po ploše o průměru několika stovek kilometrů a pracuje mezi vlnovými délkami 1,25 a 30 m . Systémy VLBI využívající postpoziční zpracování byly zkonstruovány s anténami vzdálenými tisíce mil od sebe. Rádiové interferometry byly také použity k získání podrobných obrazů anizotropií a polarizace kosmického mikrovlnného pozadí , jako interferometr CBI v roce 2004.

Zahájení provozu v roce 2025 plánuje největší fyzicky připojený teleskop na světě, Square Kilometer Array (SKA).

Astronomická pozorování

Mnoho astronomických objektů je nejen pozorovatelných ve viditelném světle, ale také vyzařují záření na rádiových vlnových délkách . Kromě pozorování energetických objektů, jako jsou pulsary a kvazary , jsou radioteleskopy schopny „zobrazit“ většinu astronomických objektů, jako jsou galaxie , mlhoviny a dokonce i rádiové emise z planet .

Viz také

Reference

Další čtení

  • Rohlfs, K., & Wilson, TL (2004). Nástroje radioastronomie. Knihovna astronomie a astrofyziky. Berlín: Springer.
  • Asimov, I. (1979). Kniha faktů Isaaca Asimova; Pozorovatelé oblohy . New York: Grosset & Dunlap. s. 390–399. ISBN  0-8038-9347-7