Blændesyntese

Apertursyntese er en interferensradioobservationsmetode , der gør det muligt at opnå høj vinkelopløsning på små radioteleskoper med afstand i rummet . Udbredt i radar- og radioastronomi .

Et enkelt radioteleskop med en parabolantenne har en begrænsende opløsning

\theta_{min} = \frac{\lambda}{d}

hvor er bølgelængden og er blændediameteren. De største radioteleskoper (op til 100 m i diameter ved centimeters bølgelængder) giver en opløsning på få buesekunder. Til sammenligning giver den samme opløsning dig i optik mulighed for at få en amatør 10 cm reflektor . Et system med to radioteleskoper, der fungerer i radiointerferometertilstand , har imidlertid en opløsning, der er omvendt proportional, ikke med størrelsen af antennerne, men med afstanden mellem dem. $\lambda$ $d$

Historie

Grundlæggende begreber

I radioastronomi opererer man normalt med begrebet strålingsflux eller antennetemperatur . Begge disse mængder karakteriserer mængden af energi, der kommer fra den kilde, der undersøges. Imidlertid er formalismen af både rumlige koordinater og rumlige frekvenser mulig . Overgangen fra en formalisme til en anden udføres ved Fourier-transformationen : $S(\theta,\varphi)$ $T_a(\theta,\varphi)$ $(\theta ,\varphi )$ $(u,v)$

\hat{T}_a(u,v)=\int\int\limits_{-\infty}^{\infty}T_a(\theta,\varphi)e^{-i2\pi(\theta u+ \varphi v )}\,d\theta d\varphi

Sekventiel syntese

Antag, at der er to antenner, hvor afstanden (basen) imellem kan variere op til en vis grænse . Hvis disse to antenner peger mod et objekt, vil strålingen fra objektet skabe spændinger og på deres modtagere . Samtidig er dette det samme signal, kun forskudt ved passering af den ekstra afstand (se illustration). Det er blevet bevist [1] , at krydskorrelationsfunktionen af disse signaler vil være relateret til antennetemperaturen: $D_{maks.}$ $V_1(t)$ $V_2(t)$ $V_1(t)$ $V_2(t)$

K(u,v) = \frac{\overline{V_1\cdot V_2^*}}{\overline{V_1\cdot V_1^*}} = \frac{\iint T_a(\theta,\varphi)e^{ -i2\pi(\theta u+ \varphi v)}\,d\theta d\varphi}{\iint T_a d\theta d\varphi} = \frac{\hat{T}_a(u,v)}{ P_0}

desuden følger det ud fra Fourier-transformationens egenskaber:

\frac{1}{2\Delta \theta} = u_{max} \equiv \frac{D_{max)){\lambda}

\theta_s=\frac{1}{2\Delta u}=\frac{1}{2\cdot(\Delta D /\lambda)}

hvor er interferometerets vinkelopløsning, er kildens vinkeldimensioner, er den maksimalt tilladte basislinje og er basisændringstrinnet. En observation på et sådant interferometer gør det således muligt at opnå ét punkt på uv-planet. Når alle de nødvendige punkter er opnået, ved hjælp af den inverse Fourier-transformation, kan du gendanne billedet af objektet . $\Delta \theta$ $\theta_s$ $D_{maks.}$ $\Delta D$ $T_a(\theta,\varphi)$

Parallel syntese

I princippet er selv to antenner tilstrækkelige til syntese. Men for udvidede kilder kan basisændringstrinnet være for lille, og det vil tage mange timer at fylde uv-planet. Hvis kilden har variabilitet på mindre tidsskalaer, vil den ikke blive opdaget. Men hvis vi tager N - antenner og arrangerer dem i form af et kryds i den nødvendige afstand fra hinanden, vil hele uv-planet efter en observation blive fyldt, da parvis korrelation vil give alle de nødvendige baser. Sådan et mønster kaldes et Mills - kors . $\Delta D$

Se også

Noter

↑ N. A. Esepkina , D. V. Korolkov, Yu. N. Pariyskiy. Radioteleskoper og radiometre. — M .: Nauka, 1973.

Litteratur

Apertursyntesemetode / Matveenko L. I. // Space Physics: Little Encyclopedia / Redaktion: R. A. Sunyaev (Chief ed.) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 121. - 783 s. — 70.000 eksemplarer.

Links

Ordbøger og encyklopædier	Stor russer