6.4: Радіотелескопи
- Page ID
- 78154
Цілі навчання
До кінця цього розділу ви зможете:
- Опишіть, як виявляються радіохвилі з космосу
- Визначте найбільші в світі радіотелескопи
- Визначте техніку інтерферометрії та обговоріть переваги інтерферометрів над однотарілочними телескопами
Крім видимого і інфрачервоного випромінювання, радіохвилі від астрономічних об'єктів також можуть бути виявлені з поверхні Землі. На початку 1930-х років Карл Янський, інженер Bell Telephone Laboratories, експериментував з антенами для дальнього радіозв'язку, коли він зіткнувся з деяким таємничим статичним радіовипромінюванням, що надходить від невідомого джерела (рис.\(\PageIndex{1}\)). Він виявив, що це випромінювання надходило найсильнішим приблизно на чотири хвилини раніше кожного наступного дня і правильно зробив висновок, що оскільки період сидеричного обертання Землі (скільки часу нам потрібно, щоб обертатися щодо зірок) на чотири хвилини коротше сонячного дня, випромінювання повинно походити від деяких область, закріплена на небесній сфері. Подальші дослідження показали, що джерелом цього випромінювання була частина галактики Чумацького Шляху; Янський виявив перше джерело космічних радіохвиль.
У 1936 році Гроте Ребер, який був астрономом-любителем, цікавився радіозв'язком, використовував оцинковане залізо і дерево для побудови першої антени, спеціально призначеної для прийому космічних радіохвиль. Протягом багатьох років Ребер побудував кілька таких антен і використовував їх для проведення новаторських досліджень неба для джерел небесного радіо; він залишався активним в радіоастрономії більше 30 років. Протягом першого десятиліття він працював практично один, тому що професійні астрономи ще не визнали величезний потенціал радіоастрономії.
Виявлення радіоенергії з космосу
Важливо розуміти, що радіохвилі неможливо «почути»: це не звукові хвилі, які ви чуєте, що виходять з радіоприймача у вашому будинку або машині. Як і світло, радіохвилі є формою електромагнітного випромінювання, але на відміну від світла, ми не можемо їх виявити своїми почуттями - ми повинні покладатися на електронне обладнання, щоб їх підібрати. У комерційному радіомовленні ми кодуємо звукову інформацію (музику або голос інформатора) в радіохвилі. Вони повинні бути декодовані на іншому кінці, а потім перетворити назад на звук динаміками або навушниками.
Радіохвилі, які ми отримуємо з космосу, звичайно, не мають закодованої в них музики чи іншої програмної інформації. Якби космічні радіосигнали були переведені на звук, вони звучали б як статичні, які ви чуєте при скануванні між станціями. Тим не менш, в радіохвиль, які ми отримуємо, є інформація, яка може розповісти нам про хімію та фізичні умови джерел хвиль.
Подібно до того, як вібраційні заряджені частинки можуть виробляти електромагнітні хвилі (див. Розділ «Радіація та спектри»), електромагнітні хвилі можуть змусити заряджені частинки рухатися вперед і назад. Радіохвилі можуть виробляти струм в провідниках електрики, таких як метали. Антена є таким провідником: вона перехоплює радіохвилі, які створюють в ній слабкий струм. Потім струм посилюється в радіоприймачі, поки він не буде достатньо сильним для вимірювання або запису. Як і ваше телебачення або радіо, приймачі можуть бути налаштовані на вибір однієї частоти (каналу). Однак в астрономії частіше використовують складні методи обробки даних, які дозволяють одночасно виявляти тисячі окремих смуг частот. Таким чином, астрономічний радіоприймач працює так само, як спектрометр на видимому світлі або інфрачервоному телескопі, надаючи інформацію про те, скільки випромінювання ми отримуємо на кожній довжині хвилі або частоті. Після комп'ютерної обробки радіосигнали записуються на магнітні диски для подальшого аналізу.
Радіохвилі відбиваються провідними поверхнями, так само, як світло відбивається від блискучої металевої поверхні, і за тими ж законами оптики. Радіовідбиваючий телескоп складається з увігнутого металевого відбивача (званого тарілкою), аналогічного дзеркалу телескопа. Радіохвилі, зібрані стравою, відображаються у фокусі, де їх потім можна направити на приймач і проаналізувати. Оскільки люди є такими візуальними істотами, радіоастрономи часто будують образотворче зображення радіоджерел, які вони спостерігають. \(\PageIndex{2}\)На малюнку показано таке радіозображення далекої галактики, де радіотелескопи виявляють великі струмені і складні області радіовипромінювання, які абсолютно непомітні на фотографіях, зроблених світлом.
Радіоастрономія - це молода сфера порівняно з астрономією видимого світла, але вона зазнала величезного зростання в останні десятиліття. Найбільші в світі радіовідбивачі, які можуть бути спрямовані в будь-який напрямок на небі, мають отвори 100 метрів. Один з них був побудований в Національній радіоастрономічній обсерваторії США в Західній Вірджинії (рис.\(\PageIndex{3}\)). У таблиці\(\PageIndex{1}\) перераховані деякі з основних радіотелескопів світу.
| обсерваторія | Розташування | Опис | Веб-сайт |
|---|---|---|---|
| Індивідуальні радіо-страви | |||
| П'ятисотметровий апертурний сферичний радіотелескоп (FAST) | Гуйчжоу, Китай | Фіксована тарілка на 500 м | fast.bao.ac.cn/uk/ |
| Обсерваторія Аресібо | Аресібо, Пуерто-Ріко | 305-м фіксована тарілка | www.naic.edu |
| Телескоп Зеленого банку (GBT) | Зелений банк, WV | 10 × 100 м керована тарілка | www.science.nrao.edu/об'єкти/gbt |
| 100-метровий телескоп Еффельсберг | Бонн, Німеччина | 100-м керований посуд | www.mpifr-bonn.mpg.de/Еффельсберг |
| Телескоп Ловелла | Манчестер, Англія | 76-м керований посуд | www.jb.man.ac.uk/Про нас/Lovell |
| Канберрський комплекс глибокого космічного зв'язку (CDSCC) | Тідбінбілла, Австралія | 70-м керований посуд | www.cdscc.nasa.gov |
| Комплекс далекокосмічних комунікацій Голдстоуна (GDSCC) | Барстоу, Каліфорнія | 70-м керований посуд | www.gdscc.nasa.gov |
| Обсерваторія Паркс | Паркс, Австралія | 64-метрова керована тарілка | www.парки.атнф.csiro.au |
| Масиви радіо страв | |||
| Квадратний кілометр масиву (СКА) | Південна Африка та Західна Австралія | Тисячі страв, площа збору км2, частковий масив у 2020 році | скейтлескопі.org |
| Атакама Великий міліметр/субміліметровий масив (ALMA) | Пустеля Атакама, Північна Чилі | 66 7-м і 12-м страв | www.almaobservatory.org |
| Дуже великий масив (VLA) | Сокорро, Нью-Мексико | 27-елементний масив 25-метрової посуду (базова лінія 36 км) | www.science.nrao.edu/об'єкти/vla |
| Радіотелескоп синтезу Вестерборк (WSRT) | Вестерборк, Нідерланди | 12-елементний масив 25-метрової посуду (базова лінія 1,6 км) | www.astron.nl/радіо-обсерваторія/громадські/публічні-0 |
| Дуже довгий масив базових ліній (VLBA) | Десять сайтів США, HI на Віргінські острови | 10-елементний масив 25-метрової посуду (базова лінія 9000 км) | www.science.nrao.edu/зручності/vlba |
| Компактний масив телескопа Австралії (ATCA) | Кілька сайтів в Австралії | 8-елементний масив (сім 22-м посуду плюс Паркс 64 м) | www.наррабрі.tnf.csiro.au |
| Багатоелементна мережа радіозв'язаних інтерферометрів (MERLIN) | Кембридж, Англія та інші британські сайти | Мережа з семи страв (найбільша - 32 м) | www.e-merlin.ac.uk |
| Телескопи міліметрових хвиль | |||
| ІРАМ | Гранада, Іспанія | 30-метровий керований мм-хвиля блюдо | www.ірам-інститут.org |
| Телескоп Джеймса Клерка Максвелла (JCMT) | Мауна-Кеа, HI | 15-метровий керований мм-хвиля блюдо | www.eaobservatory.org/jcmt |
| Радіообсерваторія Нобаяма (NRO) | Мінамімакі, Японія | 6-елементний масив 10-метрової хвильової посуду | www.nro.nao.ac.jp/uk |
| Радіообсерваторія Хат-Крік (HCRO) | Кассель, Каліфорнія | 6-елементний масив 5-метрової хвильової посуду | www.sri.com/дослідницька розробка/спеціалізовані об'єкти/капелюх-крик-радіо-обсерваторія |
Радіоінтерферометрія
Як ми обговорювали раніше, здатність телескопа показувати нам дрібні деталі (його роздільна здатність) залежить від його діафрагми, але це також залежить від довжини хвилі випромінювання, яке збирає телескоп. Чим довше хвилі, тим важче вирішити дрібні деталі на зображеннях або картах, які ми робимо. Оскільки радіохвилі мають такі довгі довжини хвиль, вони створюють величезні проблеми для астрономів, які потребують хорошої роздільної здатності. Насправді навіть найбільші радіострави на Землі, що працюють поодинці, не можуть розгледіти стільки деталей, скільки типовий невеликий телескоп видимого світла, який використовується в астрономічній лабораторії коледжу. Щоб подолати цю складність, радіоастрономи навчилися загострювати свої зображення, зв'язавши два або більше радіотелескопів разом в електронному вигляді. Два або більше телескопів, пов'язаних між собою таким чином, називаються інтерферометром.
«Інтерферометр» може здатися дивним терміном, оскільки телескопи в інтерферометрі працюють спільно; вони не «заважають» один одному. Інтерференція, однак, є технічним терміном для того, як кілька хвиль взаємодіють один з одним, коли вони надходять у наші інструменти, і ця взаємодія дозволяє нам коаксіально докладніше з наших спостережень. Роздільна здатність інтерферометра залежить від поділу телескопів, а не від їх окремих отворів. Два телескопи, розділені на 1 кілометр, забезпечують таку ж роздільну здатність, як і одна тарілка 1 кілометр в поперечнику (хоча вони, звичайно, не здатні зібрати стільки випромінювання, скільки радіо-хвильовий ковш, який становить 1 кілометр поперечником).
Щоб отримати ще кращу роздільну здатність, астрономи об'єднують велику кількість радіоприймачів у масив інтерферометрів. По суті, такий масив працює як велика кількість двухтарілочних інтерферометрів, всі спостерігаючи одну і ту ж частину неба разом. Комп'ютерна обробка результатів дозволяє реконструювати радіозображення високої роздільної здатності. Найширшим таким інструментом у Сполучених Штатах є Янський дуже великий масив (VLA) Національної радіоастрономічної обсерваторії (VLA) поблизу Сокорро, штат Нью-Мексико. Він складається з 27 рухомих радіотелескопів (на залізничних коліях), кожен з яких має отвір 25 метрів, розкинутих на загальний проліт близько 36 кілометрів. Завдяки електронному об'єднанню сигналів від усіх його окремих телескопів, цей масив дозволяє радіоастроному робити знімки неба на довжині радіохвиль, порівнянних з тими, що отримані за допомогою телескопа видимого світла, з роздільною здатністю близько 1 кутової секунди.
Великий міліметр/субміліметровий масив Атакама (ALMA) в пустелі Атакама на півночі Чилі (рис.\(\PageIndex{4}\)), на висоті 16 400 футів, складається з 12 7-метрових та 54 12-метрових телескопів і може досягати базових ліній до 16 кілометрів. Оскільки він почав діяти в 2013 році, він здійснював спостереження з роздільною здатністю до 6 мілікутових секунд (0,006 кутових секунд), що є чудовим досягненням для радіоастрономії.
Перегляньте цей документальний фільм, який пояснює роботу, яка була розроблена у проектуванні та будівництві ALMA, обговорює деякі її перші образи та досліджує її майбутнє.
Спочатку розмір інтерферометрових масивів був обмежений вимогою, щоб всі страви були фізично з'єднані між собою. Максимальні розміри масиву становили, таким чином, всього кілька десятків кілометрів. Однак більші інтерферометричні поділи можуть бути досягнуті, якщо телескопи не потребують фізичного з'єднання. Астрономи, використовуючи сучасні технології та обчислювальні потужності, навчилися вчасно приходу електромагнітних хвиль, що надходять з космосу дуже точно на кожен телескоп, і поєднувати дані пізніше. Якщо телескопи розташовані так далеко, як Каліфорнія та Австралія, або Західна Вірджинія та Крим в Україні, то результуюча роздільна здатність значно перевершує роздільну здатність телескопів видимого світла.
Сполучені Штати експлуатує дуже довгий базовий масив (VLBA), що складається з 10 окремих телескопів, що тягнуться від Віргінських островів до Гаваїв (рис.\(\PageIndex{5}\)). VLBA, завершена в 1993 році, може формувати астрономічні зображення з роздільною здатністю 0,0001 кутових секунд, що дозволяє розрізняти функції, такі малі, як 10 астрономічних одиниць (AU), щоб бути розрізнені в центрі нашої Галактики.
Останні досягнення в галузі технологій також дозволили робити інтерферометрію на видимому світлі та інфрачервоній довжині хвиль. На початку двадцять першого століття три обсерваторії з декількома телескопами кожна почала використовувати свій посуд як інтерферометри, поєднуючи своє світло для отримання набагато більшої роздільної здатності. Крім того, на горі був побудований спеціалізований інтерферометричний масив. Вілсон в Каліфорнії. Так само, як і в радіомасивах, ці спостереження дозволяють астрономам розбирати більше деталей, ніж міг би забезпечити один телескоп.
| Найдовша базова лінія (м) | Назва телескопа | Місцезнаходження | Дзеркала | Статус |
|---|---|---|---|---|
| 400 | Масив CHARA (Центр астрономії високої кутової роздільної здатності) | Гора Вілсон, Каліфорнія | Шість 1-м телескопів | Працює з 2004 року |
| 200 | Дуже великий телескоп | Серро-Паранал, Чилі | Чотири 8,2-м телескопи | Завершено 2000 |
| 85 | Кек I та IITelescopes | Мауна-Кеа, HI | Два 10-метрових телескопа | Експлуатується з 2001 по 2012 рік |
| 22.8 | Великий бінокулярний телескоп | Маунт Грем, AZ | Два 8,4-м телескопа | Перше світло 2004 |
Радарна астрономія
Радар - це техніка передачі радіохвиль на об'єкт у нашій Сонячній системі, а потім виявлення радіовипромінювання, яке об'єкт відображає назад. Час, необхідний для поїздки в обидва кінці, можна виміряти в електронному вигляді з великою точністю. Оскільки ми знаємо швидкість, з якою рухаються радіохвилі (швидкість світла), ми можемо визначити відстань до об'єкта або певну особливість на його поверхні (наприклад, гору).
Радіолокаційні спостереження були використані для визначення відстаней до планет і того, наскільки швидко рухаються речі в Сонячній системі (за допомогою ефекту Доплера, розглянутого в розділі «Радіація і спектри»). Радіолокаційні хвилі відігравали важливу роль у навігації космічними апаратами по всій Сонячній системі. Крім того, як буде розглянуто в наступних розділах, радіолокаційні спостереження визначили періоди обертання Венери і Меркурія, промацували крихітні наближаються до Землі астероїди і дозволили досліджувати гори і долини на поверхнях Меркурія, Венери, Марса і великих супутників Юпітера.
Будь-яка радіостанція може бути використана в якості радіолокаційного телескопа, якщо вона оснащена потужним передавачем, а також приймачем. Найбільш вражаючим об'єктом у світі для радіолокаційної астрономії є 1000-футовий (305-метровий) телескоп в Аресібо в Пуерто-Ріко (рис.\(\PageIndex{6}\)). Телескоп Аресібо занадто великий, щоб його можна було спрямовувати прямо на різні частини неба. Замість цього він побудований у величезній природній «чаші» (більше, ніж просто блюдо), утвореній декількома пагорбами, і облицьована відбиваючими металевими панелями. Обмежена можливість відстеження астрономічних джерел досягається переміщенням системи приймача, яка підвішена на тросах 100 метрів над поверхнею чаші. В даний час будується ще більший (500-метровий) радіолокаційний телескоп. Це п'ятисотметровий апертурний сферичний телескоп (FAST) у Китаї, який, як очікується, буде завершений у 2016 році.
Резюме
У 1930-х роках радіоастрономія була першопрохідцем Карла Георгійовича Янського і Гроте Ребера. Радіотелескоп - це в основному радіоантена (часто велика, вигнута тарілка), підключена до приймача. Значно підвищену роздільну здатність можна отримати за допомогою інтерферометрів, включаючи інтерферометричні масиви, такі як 27-елементний VLA та 66-елементний ALMA. Розширюючись до дуже довгих інтерферометрів базової лінії, радіоастрономи можуть досягти роздільної здатності так само точно, як 0,0001 кутова секунда. Радарна астрономія передбачає передачу, а також прийом. Найбільший радіолокаційний телескоп в даний час експлуатується - це 305-метрова чаша в Аресібо.
Глосарій
- втручання
- процес, в якому хвилі змішуються між собою таким чином, що їх гребені і корита можуть по черзі зміцнювати і скасовувати один одного
- інтерферометр
- прилад, який поєднує електромагнітне випромінювання від одного або декількох телескопів для отримання роздільної здатності, еквівалентної тому, що було б отримано за допомогою одного телескопа діаметром, рівним базовій лінії, що розділяє окремі окремі телескопи
- інтерферометр масив
- поєднання декількох радіо-страв, щоб, по суті, працювати як велика кількість інтерферометрів з двома тарілками
- радар
- техніка передачі радіохвиль на об'єкт, а потім виявлення випромінювання, яке об'єкт відображає назад до передавача; використовується для вимірювання відстані та руху цільового об'єкта або для формування його зображень