télescope Radio
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Un radiotélescope est une forme de directionnelle la radio antenne utilisé dans radioastronomie. Les mêmes types d'antennes sont également utilisés dans le suivi et la collecte de données à partir de satellites et les sondes spatiales. Dans leur astronomique rôle qu'ils diffèrent des télescopes optiques en ce qu'ils fonctionnent dans la fréquence radio de la partie spectre électromagnétique où ils peuvent détecter et recueillir des données sur sources radio. Les radiotélescopes sont généralement volumineux Antenne parabolique ("") antennes utilisés seuls ou dans un tableau. Radio observatoires sont préférentiellement situés loin des grands centres de population pour éviter interférences électromagnétiques (EMI) de la radio, la télévision , radar , et d'autres dispositifs émettant EMI. Ceci est similaire à la localisation des télescopes optiques pour éviter la pollution lumineuse, la différence étant que les observatoires de radio sont souvent placés dans les vallées pour les protéger plus loin de EMI par opposition à effacer sommets de l'air pour les observatoires optiques.
Radiotélescopes début
La première antenne de radio utilisé pour identifier une source radio astronomique a été construit par une Karl Jansky, un ingénieur Bell Telephone Laboratories, en 1931. Jansky a été assigné la tâche d'identifier les sources de statique qui pourrait interférer avec service de radiotéléphone. L'antenne de Jansky est un tableau de dipôles et réflecteurs conçus pour recevoir des signaux radio à ondes courtes à un fréquence de 20,5 MHz (longueur d'onde d'environ 14,6 mètres). Il était monté sur un plateau tournant qui lui a permis de tourner dans ne importe quelle direction, ce qui lui vaut le nom de "Merry-go-round de Jansky". Il y avait un diamètre d'environ 100 pieds (30 m). et se tint 20 pi (6 m). de hauteur. En faisant tourner l'antenne sur un ensemble de quatre Ford Pneus Modèle-T, la direction de la source radio brouilleur reçu (statique) pourraient être mis en évidence. Un petit hangar sur le côté de l'antenne logée une analogique système d'enregistrement stylo et du papier. Après l'enregistrement de signaux de toutes les directions pendant plusieurs mois, Jansky éventuellement les a classés en trois types de statique: orages à proximité, les orages lointains, et un sifflement faible constante d'origine inconnue. Jansky a finalement déterminé que le «faible sifflement" répété sur un cycle de 23 heures et 56 minutes. Cette période est la durée d'une astronomique jour sidéral, le temps qu'il faut tout objet "fixe" situé sur la sphère céleste pour revenir au même endroit dans le ciel. Ainsi Jansky soupçonne que le sifflement provenait bien au-delà de l'atmosphère de la Terre, et en comparant ses observations avec des cartes astronomiques optiques, Jansky a conclu que le rayonnement venait de la Voie Lactée et était la plus forte dans la direction du centre de la galaxie, dans la constellation de Sagittaire.
Un opérateur de radio amateur, Grote Reber, a été l'un des pionniers de ce qui est devenu connu sous le nom radioastronomie quand il a construit le premier télescope radio "plat" parabolique (9 mètres (30 pi) de diamètre) dans son arrière-cour dans l'Illinois en 1937. Il a contribué à refaire un travail de pionnier, mais peu simple de Karl Jansky à des fréquences plus élevées, et il a continué à mener la première enquête de ciel à très hautes fréquences radio. Le rapide développement de la technologie de radar pendant la Seconde Guerre mondiale a été facilement traduit dans la technologie de radioastronomie après la guerre, et le domaine de la radioastronomie a commencé à se épanouir.
Types
La gamme de fréquences de la spectre électromagnétique que constitue le spectre radioélectrique est très grand. Cela signifie que les types d'antennes qui sont utilisées comme radiotélescopes varient largement dans la conception, la taille et la configuration. Aux longueurs d'onde de 30 m à 3 m (10 MHz - 100 MHz), ils sont généralement soit antenne réseaux directifs similaires à "antennes de télévision" ou de grands réflecteurs fixes avec les points focaux mobiles. Etant donné que les longueurs d'onde observées avec ces types d'antennes sont si longtemps, les surfaces de réflecteur "" peuvent être construits à partir de fil grossier maille telle que grillage. Aux longueurs d'onde plus courtes "plat" radiotélescopes de style prédominent. Le résolution angulaire d'une antenne de type plat est déterminée par le diamètre de la capsule, exprimée en nombre de longueurs d'onde du rayonnement électromagnétique étant observés. Ce dicte la taille de la parabole d'un radiotélescope besoin de résolution utile. Les radiotélescopes qui fonctionnent à des longueurs d'onde de 3 mètres à 30 cm (100 MHz à 1 GHz) sont généralement bien plus de 100 mètres de diamètre. Télescopes travaillant à des longueurs d'onde plus courte que 30 cm (au-dessus GHz 1) varient en taille 3-90 mètres de diamètre.
Fréquences
L'utilisation croissante des fréquences radio pour la communication fait des observations astronomiques de plus en plus difficile ( le spectre ouvert des besoins d'astronomie # Radio). Les négociations pour défendre la l'attribution des fréquences pour les parties du spectre les plus utiles pour l'observation de l'Univers sont coordonnés au sein du Comité scientifique sur les attributions de fréquences pour la radioastronomie et les sciences spatiales.
Certaines des bandes de fréquences utilisées par les plus notables télescopes radio comprennent:
- chaque fréquence: dans le United States National Radio Quiet Zone
- Canal 37: 608-614 MHz
- le " raie de l'hydrogène ", alias la" ligne 21 centimètres ": 1420,40575177 MHz, est utilisé par de nombreux télescopes de radio, y compris Le Big Ear dans sa découverte de la Hou La La! signal
- 1406 MHz et 430 MHz
- la waterhole: 1420 à 1666 MHz
- la Observatoire d'Arecibo a plusieurs récepteurs qui, ensemble, couvrent toute la gamme 1-10 GHz
- la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe a cartographié le fond diffus cosmologique rayonnement en 5 bandes de fréquences différentes, centrée sur 23 GHz, 33 GHz, 41 SGH, 61 GHz et 94 GHz.
Big plats
Plus grand télescope rempli d'ouverture au monde (ce est à dire, un plat complet) est le Radiotélescope d'Arecibo situé dans Arecibo, à Porto Rico, dont les 305 m (1 001 pi) plat est fixé dans le sol. Le faisceau d'antenne est orientable (au moyen d'un récepteur mobile) dans environ 20 ° de la zénith. Ce est aussi le plus grand du monde radar planétaire. Le plus grand radiotélescope individuelle de toute nature est la RATAN-600 situé à proximité Nizhny Arkhyz, Russie , qui consiste en un cercle 576 mètres de réflecteurs rectangulaires de radio, dont chacun peut être dirigé vers un récepteur central conique.
Le plus grand radiotélescope unique plat en Europe est l'antenne d'un diamètre de 100 mètres dans Effelsberg, l'Allemagne, qui était également le plus grand télescope entièrement orientable du monde pendant 30 ans jusqu'à ce que le légèrement plus grand Green Bank Telescope a été ouvert en Virginie-Occidentale , Etats-Unis, en 2000. Le troisième plus grand radiotélescope orientable pleinement est le 76 mètres Télescope Lovell au Observatoire de Jodrell Bank en Cheshire, en Angleterre. La quatrième plus grande radiotélescopes entièrement orientable sont six plats de 70 mètres: trois russes RT-70, et trois dans la réseau de Goldstone.
Une taille typique de l'antenne unique d'un radiotélescope de 25 mètres. Des dizaines de télescopes radio avec des tailles comparables sont exploités dans les observatoires de radio du monde entier.
La Chine a officiellement démarré la construction du plus grand radiotélescope unique d'ouverture du monde en 2009, le FAST. Le FAST, avec une zone de plat aussi grand que 30 champs de football, se tiendront dans une région de dépressions karstiques typiques dans Guizhou, et sera terminé d'ici 2013.
interférométrie radio
L'une des évolutions les plus notables sont venus en 1946 avec l'introduction de la technique dite interférométrie astronomique. Interféromètres radio astronomiques sont constitués généralement soit des tableaux de paraboles (par exemple, le One-Mile Telescope), les tableaux d'antennes à une dimension (par exemple, le Observatoire Molonglo télescope de synthèse) ou de tableaux à deux dimensions de omni-directionnelle dipôles (par exemple, Tony Hewish de Pulsar Array). Tous les télescopes dans le tableau sont largement séparées et sont généralement connectés à l'aide câble coaxial, guide d'ondes, la fibre optique , ou autre type de ligne de transmission. Les progrès récents dans la stabilité des oscillateurs électroniques permettent également maintenant interférométrie à être effectuée par enregistrement indépendant des signaux sur les différentes antennes, et ensuite à corréler les enregistrements plus tard, à un équipement de traitement central. Ce processus est connu sous le nom Très longue base (VLBI). Interférométrie fait augmenter le signal total perçu, mais son objectif principal est d'augmenter considérablement la résolution par un processus appelé Synthèse d'ouverture. Cette technique fonctionne en superposition ( interférant), le signal des ondes de différentes télescopes sur le principe que les ondes qui coïncident avec la même phase ajouter à l'autre tandis que deux vagues qui ont des phases opposées se annulent les uns les autres. Cela crée un télescope combiné qui est équivalente à la résolution (mais pas de la sensibilité) à une antenne unique dont le diamètre est égal à l'espacement des antennes les plus éloignés dans le tableau.
Une image de haute qualité nécessite un grand nombre de différentes séparations entre les télescopes. Séparation projetée entre deux télescopes, comme on le voit à partir de la source radio, est appelé point de référence. Par exemple, le Very Large Array (VLA) à proximité Socorro, Nouveau-Mexique a 27 télescopes avec 351 lignes de base indépendantes à la fois, qui permet d'obtenir une résolution de 0,2 secondes d'arc à 3 cm longueurs d'onde. Martin Ryle de groupe à Cambridge a obtenu un Prix Nobel pour l'interférométrie et synthèse d'ouverture. Le Miroir interféromètre de Lloyd a également été développé indépendamment en 1946 par Le groupe de Joseph Pawsey au Université de Sydney. Au début des années 1950, la Cambridge mappé Interféromètre le ciel de radio pour produire la célèbre 2C et 3C enquêtes de sources radio. Un large éventail de radiotélescope physiquement connecté est le Radio Telescope Metrewave géant, situé dans Pune, en Inde . Le plus grand tableau, LOFAR (le «réseau de basse fréquence»), est actuellement en construction en Europe occidentale, composée d'environ 20 000 petites antennes dans 48 stations réparties sur une superficie de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre, et fonctionne entre 1,25 et 30 m longueurs d'onde. Systèmes VLBI utilisant un traitement post-observation ont été construits avec des antennes des milliers de miles de distance. interféromètres radio ont également été utilisés pour obtenir des images détaillées des anisotropies et la polarisation du fond diffus cosmologique , comme le CBI interféromètre en 2004.
Plus grands télescopes physiquement connectés au monde, le SKA ( Square Kilometre Array), est prévu pour entrer en service en 2024.
Les observations astronomiques
De nombreux objets astronomiques ne sont pas seulement observable la lumière visible mais aussi émettent rayonnement à des longueurs d'onde radio . Outre l'observation des objets énergétiques tels que pulsars et quasars, radiotélescopes sont en mesure de "image" la plupart des objets astronomiques tels que les galaxies , nébuleuses, et même les émissions de radio de planètes .
