Radioteleskop

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 8. december 2021; checks kræver 9 redigeringer .

Et radioteleskop er et astronomisk instrument til at modtage radioemission fra himmellegemer (i solsystemet , galaksen og metagalaksen ) og studere deres karakteristika, såsom: koordinater , rumlig struktur, strålingsintensitet , spektrum og polarisering [1] .

Med hensyn til frekvensområde indtager radioteleskopet den indledende position blandt astronomiske instrumenter til at studere elektromagnetisk stråling ( termiske , synlige , ultraviolette , røntgen- og gamma- stråleteleskoper er af højere frekvens ).

Radioteleskoper er som regel placeret langt fra de vigtigste bebyggelser for at minimere elektromagnetisk interferens fra udsendte radiostationer, fjernsyn , radar og andre emitterende enheder. Placering af et radioobservatorium i en dal eller lavland beskytter det endnu bedre mod påvirkningen af teknogen elektromagnetisk støj.

Enhed

Et radioteleskop består af to hovedelementer: en antenneanordning og en meget følsom modtageanordning - et radiometer . Radiometeret forstærker radioemissionen modtaget af antennen og konverterer den til en form, der er praktisk til registrering og behandling [2] .

Designet af radioteleskopers antenner er meget forskelligartet på grund af det meget brede bølgelængdeområde, der bruges i radioastronomi (fra 0,1 mm til 1000 m). Antennerne på radioteleskoper, der modtager mm-, cm-, dm- og meterbølger, er oftest parabolske reflektorer , svarende til spejlene på almindelige optiske reflektorer. En irradiator er installeret i fokus for paraboloiden - en enhed, der opsamler radioemission, som er rettet mod den af et spejl. Bestråleren transmitterer den modtagne energi til radiometerets indgang, og efter forstærkning og detektering optages signalet på båndet af et selvoptagende elektrisk måleapparat [3] . På moderne radioteleskoper konverteres det analoge signal fra radiometerets udgang til digitalt og optages på en harddisk i form af en eller flere filer.

For at kalibrere de opnåede målinger (bring dem til de absolutte værdier af strålingsfluxtætheden ) er en støjgenerator med kendt effekt [4] :535 forbundet til radiometerets indgang i stedet for antennen .

Afhængig af antennens design og observationsteknikken kan radioteleskopet enten peges på forhånd mod et givet punkt i himmelkuglen (som det observerede objekt vil passere igennem på grund af Jordens daglige rotation), eller operere i objektsporingstilstanden.

For at dirigere antenner ind i det område af himlen, der undersøges, er de sædvanligvis installeret på alt- azimuth-monteringer , der giver rotation i azimut og højde (fuldrotationsantenner). Der er også antenner, der kun tillader begrænsede rotationer, og endda helt stationære. Modtagelsesretningen i antenner af sidstnævnte type (normalt meget store) opnås ved at flytte feeds, som opfatter radioemissionen reflekteret fra antennen .

Sådan virker det

Funktionsprincippet for et radioteleskop minder mere om et fotometer end et optisk teleskop. Et radioteleskop kan ikke bygge et billede direkte, det måler kun energien af stråling, der kommer fra den retning, som teleskopet "ser ud". For at få et billede af en udvidet kilde skal radioteleskopet således måle sin lysstyrke ved hvert punkt.

På grund af diffraktionen af radiobølger af teleskopets blænde, sker målingen af retningen til en punktkilde med en vis fejl, som bestemmes af antennemønsteret og pålægger en grundlæggende begrænsning for instrumentets opløsning :

\theta _{{min}}={\frac {\lambda }{D}}

hvor er bølgelængden og er blændediameteren. Høj opløsning giver dig mulighed for at observere finere rumlige detaljer af de objekter, der undersøges. For at forbedre opløsningen skal du enten reducere bølgelængden eller øge blænden. Brugen af korte bølgelængder øger dog kravene til kvaliteten af spejloverfladen (se Rayleigh-kriteriet ). Derfor følger de normalt vejen til at øge blænden. Forøgelse af blænden giver dig også mulighed for at forbedre en anden vigtig egenskab - følsomhed. Et radioteleskop skal have en høj følsomhed for pålideligt at kunne detektere de svageste mulige kilder. Følsomhed bestemmes af niveauet af fluksdensitetsudsving : $\lambda$ $D$ $\Delta P$

\Delta P = \frac{P}{S_A\sqrt{\Delta ft))

hvor er radioteleskopets iboende støjeffekt, er det effektive areal [5] af antennen, er frekvensbåndet og er signalakkumuleringstiden. For at øge følsomheden af radioteleskoper øges deres samleflade, og der bruges støjsvage modtagere og forstærkere baseret på masere, parametriske forstærkere og så videre. $P$ $S_{A}$ $\Delta f$ $t$

Radiointerferometre

Ud over at øge blænden er der en anden måde at øge opløsningen (eller indsnævre strålingsmønsteret). Hvis vi tager to antenner placeret i en afstand (base) fra hinanden, vil signalet fra kilden til en af dem komme lidt tidligere end til den anden. Hvis signalerne fra de to antenner derefter forstyrres , vil det fra det resulterende signal ved hjælp af en speciel matematisk reduktionsprocedure være muligt at gendanne information om kilden med en effektiv opløsning . Denne reduktionsprocedure kaldes blændesyntese . Interferens kan udføres både i hardware, ved at levere et signal gennem kabler og bølgeledere til en fælles mixer, og på en computer med signaler, der tidligere er digitaliseret med tidsstempler og lagret på en bærer. Moderne tekniske midler har gjort det muligt at skabe et VLBI -system , som omfatter teleskoper placeret på forskellige kontinenter og adskilt af flere tusinde kilometer. $d$ $\lambda /d$

Tidlige radioteleskoper

Begyndelse - Karl Jansky

Radioteleskopernes historie går tilbage til 1931 med Karl Janskys eksperimenter på Bell Telephone Labs teststed . For at studere retningen for ankomsten af lynstøj byggede han en vertikalt polariseret ensrettet antenne, såsom Bruces lærred. Strukturens dimensioner var 30,5 m i længden og 3,7 m i højden. Arbejdet blev udført på en bølge på 14,6 m (20,5 MHz). Antennen var forbundet med en følsom modtager, på hvis udgang der var en optager med stor tidskonstant [6] .

I december 1932 rapporterede Jansky allerede om de første resultater opnået med hans opsætning [7] . Artiklen rapporterede opdagelsen af "... et konstant sus af ukendt oprindelse" , som "... er svært at skelne fra hvæsen forårsaget af lyden fra selve udstyret. Ankomstretningen af hvæsende interferens ændrer sig gradvist i løbet af dagen, hvilket gør en komplet omdrejning på 24 timer . I sine næste to værker, i oktober 1933 og oktober 1935, kom han gradvist til den konklusion, at kilden til hans nye interferens er det centrale område af vores galakse [8] , og den største respons opnås, når antennen er rettet mod centrum af Mælkevejen [9] .

Jansky erkendte, at fremskridt inden for radioastronomi ville kræve større, skarpere antenner, der let kunne orienteres i forskellige retninger. Han foreslog selv designet af en parabolantenne med et spejl på 30,5 m i diameter til drift ved meterbølger. Hans forslag fik dog ikke støtte i USA [6] .

Rebirth - Grout Reber

I 1937 blev Grout Reber , en radioingeniør fra Weton ( USA , Illinois ), interesseret i Janskys arbejde og designede en antenne med en parabolisk reflektor med en diameter på 9,5 m i baghaven til hans forældres hus . et meridianmontering , det vil sige, det blev kun kontrolleret af vinkelstederne , og ændringen i positionen af diagrammets lap i højre opstigning blev opnået på grund af Jordens rotation . Rebers antenne var mindre end Janskys, men fungerede ved kortere bølgelængder, og dens strålingsmønster var meget skarpere. Reber-antennestrålen havde en konisk form med en bredde på 12° ved halvt effektniveau, mens strålen på Jansky-antennen havde en vifteformet form med en bredde på 30° ved halvt effektniveau i det smalleste afsnit [6] .

I foråret 1939 opdagede Reber ved en bølgelængde på 1,87 m (160 MHz) stråling med en mærkbar koncentration i Galaksens plan og offentliggjorde nogle resultater [10] [11] .

Ved at forbedre sit udstyr [13] foretog Reber en systematisk undersøgelse af himlen og udgav i 1944 de første radiokort over himlen ved en bølgelængde på 1,87 m [12] . Kortene viser tydeligt de centrale områder af Mælkevejen og lyse radiokilder i stjernebilledet Skytten , Cygnus A , Cassiopeia A , Canis Major og Puppis . Rebers kort er ganske gode selv sammenlignet med moderne kort over meterbølgelængder [6] .

Efter Anden Verdenskrig blev der foretaget betydelige teknologiske forbedringer inden for radioastronomi af videnskabsmænd i Europa , Australien og USA . Dermed begyndte radioastronomiens storhedstid , som førte til udviklingen af millimeter- og submillimeterbølgelængder, som gjorde det muligt at opnå meget højere opløsninger.

Klassifikation af radioteleskoper

En bred vifte af bølgelængder , en række forskellige forskningsobjekter inden for radioastronomi , det hurtige udviklingstempo inden for radiofysik og radioteleskopkonstruktion, et stort antal uafhængige hold af radioastronomer har ført til en bred vifte af typer radioteleskoper. Det er mest naturligt at klassificere radioteleskoper efter arten af at fylde deres blænde og i henhold til metoderne til at fase mikrobølgefeltet ( reflektorer , refraktorer, uafhængig optagelse af felter) [14] .

Fyldte blændeantenner

Antenner af denne type (se parabolantenne ) ligner spejlene på optiske teleskoper og er de mest enkle og velkendte at bruge. Antenner med fyldt blænde opsamler simpelthen signalet fra det observerede objekt og fokuserer det på modtageren. Det optagede signal bærer allerede videnskabelig information og behøver ikke syntetiseres . Ulempen ved sådanne antenner er den lave opløsning. Antenner med fyldt blænde kan opdeles i flere klasser i henhold til deres overfladeform og monteringsmetode.

Revolutionens paraboloider

Næsten alle antenner af denne type er monteret på Alt-azimuth-monteringer og er fuldt drejelige. Deres største fordel er, at sådanne radioteleskoper, ligesom optiske, kan rettes mod et objekt og styre det. Observationer kan således udføres til enhver tid, mens det undersøgte objekt er over horisonten. Typiske repræsentanter: Green Bank radioteleskop , RT-70 , Kalyazinsky radioteleskop .

Parabolcylindre

Konstruktionen af fuldrotationsantenner er forbundet med visse vanskeligheder forbundet med den enorme masse af sådanne strukturer. Derfor bygges faste og semi-flytbare systemer. Omkostningerne og kompleksiteten af sådanne teleskoper vokser meget langsommere, efterhånden som de vokser i størrelse. En parabolcylinder samler stråler ikke ved et punkt, men på en lige linje parallelt med sin generatrix (brændlinje). På grund af dette har teleskoper af denne type et asymmetrisk strålingsmønster og forskellige opløsninger langs forskellige akser. En anden ulempe ved sådanne teleskoper er, at på grund af begrænset mobilitet er kun en del af himlen tilgængelig for dem til observation. Repræsentanter: radioteleskop fra University of Illinois [15] , indisk teleskop i Ooty [16] .

Antenner med flade reflektorer

For at arbejde på en parabolcylinder kræves det, at der placeres flere detektorer på fokallinjen, hvorfra signalet tilføjes under hensyntagen til faserne. På korte bølger er dette ikke let at gøre på grund af de store tab i kommunikationslinjerne. Antenner med flad reflektor giver dig mulighed for at klare dig med kun én modtager. Sådanne antenner består af to dele: et bevægeligt fladt spejl og en fast paraboloid. Det bevægelige spejl "peger" på objektet og reflekterer strålerne på paraboloiden. Paraboloiden koncentrerer strålerne i det brændpunkt, hvor modtageren er placeret. Kun en del af himlen er tilgængelig for observationer med sådan et teleskop. Repræsentanter: Kraus radioteleskop [17] , Stort radioteleskop i Nanse [17] .

Jordskåle

Ønsket om at reducere byggeomkostningerne førte astronomer til ideen om at bruge naturligt relief som et teleskopspejl. Repræsentanten for denne type var det 304 meter store Arecibo radioteleskop . Den er placeret i et synkehul , hvis bund er brolagt med kugleformede aluminiumsplader. modtageren på specielle understøtninger er ophængt over spejlet. Ulempen ved dette værktøj er, at himmelområdet inden for 20° fra zenit er tilgængeligt for det.

Antenne arrays (common-mode antenner)

Et sådant teleskop består af mange elementære feeds (dipoler eller spiraler) placeret i en afstand mindre end bølgelængden. Ved præcist at kontrollere fasen af hvert element er det muligt at opnå høj opløsning og effektivt areal. Ulempen ved sådanne antenner er, at de er fremstillet til en strengt defineret bølgelængde. Repræsentanter: BSA radioteleskop i Pushchino .

Blanke blændeantenner

De vigtigste for astronomiens formål er to karakteristika ved radioteleskoper: opløsning og følsomhed. I dette tilfælde er følsomheden proportional med antennens område, og opløsningen er proportional med den maksimale størrelse. De mest almindelige cirkulære antenner giver således den dårligste opløsning for det samme effektive område. Derfor dukkede teleskoper med et lille areal, men høj opløsning op i radioastronomi. Sådanne antenner kaldes blanke blændeantenner , da de har "huller" i blænden, der er større end bølgelængden. For at få et billede fra sådanne antenner skal observationer udføres i blændesyntesetilstand . Til blændesyntese er to synkront fungerende antenner tilstrækkelige, placeret i en vis afstand, som kaldes basen . For at gendanne kildebilledet er det nødvendigt at måle signalet på alle mulige baser med et trin op til maksimum [14] .

Hvis der kun er to antenner, så bliver du nødt til at udføre en observation, derefter ændre base, foretage en observation på det næste punkt, ændre base igen, og så videre. En sådan syntese kaldes sekventiel . Det klassiske radiointerferometer fungerer efter dette princip . Ulempen ved sekventiel syntese er, at den er tidskrævende og ikke kan afsløre variabiliteten af radiokilder over korte tider. Derfor bruges parallel syntese oftere . Det involverer mange antenner (modtagere) på én gang, som samtidig udfører målinger for alle de nødvendige baser. Repræsentanter: "Northern Cross" i Italien, radioteleskop DKR-1000 i Pushchino .

Store arrays såsom VLA omtales ofte som sekventiel syntese. Men på grund af det store antal antenner er næsten alle baser allerede til stede, og yderligere permutationer er normalt ikke nødvendige.

radioteleskoper
antenner med fyldt blænde		antenner med blank blænde
parallel syntese		parallel syntese		sekventiel syntese		systemer med uafhængig signaloptagelse
reflekser	refraktorer	reflekser	refraktorer	reflekser	refraktorer
- rotationsparaboloider. - sfæriske skåle - Ohio -antenne - Nance-antenne	- i-fase klude - cylindre	- myre. "Kløver. blad” - Horner antenne - AMS obs. i zen.	- riste - krydser - ringmyre. i Kulgour	- APP - periskopisk interferometer	- to-element. interferometer - Ryle supersyntese - VLA system

Liste over største radioteleskoper

Beliggenhed	Antenne type	Størrelsen	Minimum driftsbølgelængde	Åbningsår
Rusland ,Zelenchukskaya,RATAN-600	Parabolisk reflektorring, 20.400 m²	576 m	8 mm - 50 cm	1974
Kina ,HURTIG	Fast sfærisk reflektor med bevægelig fremføring	500 m	3 cm - 1 m	2016
Puerto Rico / USA ,Arecibo	Fast sfærisk reflektor med bevægelig fremføring	305 m	3 cm - 1 m	1963
USA ,Green Bank	Parabolsk segment med aktiv overflade	110×100 m	6 mm	2000
Tyskland ,Effelsberg	Parabolisk reflektor med aktiv overflade	100 m	4,5 mm - 74 cm	1972
Storbritannien ,Cheshire	Parabolisk reflektor med aktiv overflade	76 m	fra 6 cm	1957
Ukraine, Yevpatoria , 40th Separate Command and Measurement Complex , RT-70	Parabolisk reflektor med aktiv overflade	70 m	6 cm - modtager og 39 cm - sender	1978
Rusland ,Ussuriysk,Eastern Center for Deep Space Communications,RT-70	Parabolisk reflektor med aktiv overflade	70 m	6 cm - modtager og 39 cm - sender	1978
USA ,Mojave	Parabolisk reflektor med aktiv overflade	70 m	6 cm	1958
Australien ,Canberra,Deep Space Communications Facility	Parabolisk reflektor med aktiv overflade	70 m	6 cm	1965
Rusland ,Kalyazin Radio Astronomy Observatory	Parabolisk reflektor	64 m	1 cm	1992
Rusland ,Bjørnesøer	Parabolisk reflektor	64 m	1 cm	1958
Australien ,Parkes	Parabolisk reflektor	64 m	6 cm	1963
Japan ,Nobeyama Radio Observatory	Parabolisk reflektor	45 m	1 mm	1969
Rusland ,Badary,Siberian Solar Radio Telescope	Antenne array 128 × 128 elementer (cross radio interferometer)	622 × 622 m	5,2 cm	1984
Frankrig ,Nancy	to-spejl	2 × 40 × 300 m	11 cm	1965
Indien ,Ooty	parabolsk cylinder	500 × 30 m	91 cm	1970
Italien ,Medicina, "Northern Cross"	"T" af to parabolske cylindre	2 × 500 × 30 m	70 cm	1965
Ukraine ,Kharkiv,UTR-2	"T",N-S × W-E	1860 × 900 m	dm (8-33 MHz)	1972

Se også

Noter

↑ Radioteleskop // Great Soviet Encyclopedia : [i 30 bind] / kap. udg. A. M. Prokhorov . - 3. udg. - M . : Sovjetisk encyklopædi, 1969-1978.
↑ Kurilchik, 1986 , s. 560.
↑ P.I.Bakulin, E.V.Kononovich, V.I.Moroz. Generelt astronomi kursus. — M .: Nauka, 1970.
↑ Radioastronomi / V. N. Kurilchik // Rumfysik : Lille Encyklopædi / Redaktion: R. A. Sunyaev (chefred.) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 533-541. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.
↑ Det effektive område af en antenne er relateret til dens forstærkning og bølgelængde: . Forholdet mellem det effektive og geometriske område af antennen afhænger af dens designfunktioner. Større antenner, ceteris paribus, har også et større effektivt areal, hvilket sammen med en forbedring i opløsningen gør det muligt at øge følsomheden. $G={\frac {4\pi S_{A}}{\lambda ^{2}}}$
↑ 1 2 3 4 John D. Kraus. Radio astronomi. - M . : Sovjetisk radio, 1973.
↑ Jansky KG Retningsstudier af atmosfærer ved høje frekvenser. — Proc. IRE, 1932. - T. 20 . - S. 1920-1932 .
↑ Jansky KG Elektriske forstyrrelser tilsyneladende af udenjordisk oprindelse. — Proc. IRE, 1933. - T. 21 . - S. 1387-1398 .
↑ Jansky KG En note om kilden til interstellar interferens. — Proc. IRE, 1935. - T. 23 . - S. 1158-1163 .
↑ Reber G. Cosmic Static. — Astrophy. J., juni 1940. - T. 91 . - S. 621-624 .
↑ Reber G. Cosmic Static. — Proc. IRE, februar 1940. - bind 28 . - S. 68-70 .
↑ 1 2 Reber G. Cosmic Static. — Astrophy. J., november 1944. - T. 100 . - S. 279-287 .
↑ Reber G. Cosmic Static. — Proc. IRE, august, 1942. - bind 30 . - S. 367-378 .
↑ 1 2 N. A. Esepkina, D. V. Korolkov, Yu. N. Pariyskiy. Radioteleskoper og radiometre. — M .: Nauka, 1973.
↑ University of Illinois Radio Telescope. . Hentet 14. december 2010. Arkiveret fra originalen 17. oktober 2010. (ubestemt)
↑ Teleskop i Ooty . Dato for adgang: 14. december 2010. Arkiveret fra originalen den 9. maj 2010. (ubestemt)
↑ 1 2 L. M. Gindilis "SETI: The Search for Extraterrestrial Intelligence" . Dato for adgang: 14. december 2010. Arkiveret fra originalen 2. december 2013. (ubestemt)

Litteratur

Esepkina N. A., Korolkov D. V. Radioteleskoper og radiometre. — M .: Nauka, 1973. — 417 s.
Radioteleskop / V. N. Kurilchik // Space Physics: Little Encyclopedia / Redaktion: R. A. Sunyaev (chefredaktør) m.fl. - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 560-564. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.

Links

Kina begynder at bygge verdens største radioteleskop
Radioteleskoper og deres egenskaber, princippet om drift af radiointerferometre
Miranda Magazine, Astronet - "Vi besøger James Clark Maxwell Telescope"
A. Levin. At lytte til universet // Popular Mechanics . - 2009. - Udgave. 8 .

Ordbøger og encyklopædier	Flot dansk Fantastisk catalansk Stor russer Britannica (online) Treccani
I bibliografiske kataloger	BNF : 119794415 GND : 4139944-4 J9U : 987007558195605171 LCCN : sh85110583

radio astronomi

Basale koncepter

radioteleskoper

med én blænde	RATAN-600 Arecibo Grøn Bank Dmitrov RT-7.5 Lovell Mark 2 TNA-400 P-400 RT-70 Effelsberg HURTIG
Interferometre	ALMA VED EN EVN MERLIN VLA VLBA Quasar WSRT EHT
Foreslået / under opførelse	SKA MeerKAT ASKAP
Plads	Radioastron KRT-10 HALCA

Personligheder

relaterede emner

Kategori:Radioastronomi

Teleskop
Type	gamma-stråle teleskop røntgen teleskop Optisk teleskop ( Reflektor refraktor ) koronografi solteleskop infrarødt teleskop Radioteleskop ( radiointerferometer )
montere	Alt-azimuth ( dobsonisk ) ækvatorial
Andet	astronomisk satellit rumteleskop aktiv optik Astrograf