Radio telescopio
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Un telescopio de radio es una forma de direccional de radio antena utilizada en radioastronomía. Los mismos tipos de antenas también se utilizan en el seguimiento y la recopilación de datos de satélites y sondas espaciales. En su astronómica papel que difieren de los telescopios ópticos en que ellos operan en la frecuencia de radio de la porción espectro electromagnético en el que puedan detectar y recopilar datos sobre fuentes de radio. Los radiotelescopios son típicamente grandes ("plato") antenas parabólicas usar solos o en una matriz. Radio observatorios están preferentemente situados lejos de los principales centros de población para evitar la interferencia electromagnética (EMI) de radio, televisión , radar , y otros dispositivos que emitan EMI. Esto es similar a la localización de los telescopios ópticos para evitar la contaminación lumínica, con la diferencia de que los observatorios de radio se colocan a menudo en los valles para proteger aún más de EMI en lugar de despejar cimas de las montañas de aire para los observatorios ópticos.
Radiotelescopios primeros
La primera antena de radio se utiliza para identificar una fuente de radio astronómico fue construido por uno Karl Jansky Guthe, ingeniero Bell Telephone Laboratories, en 1931. Jansky se le asignó la tarea de identificar las fuentes de estática que podría interferir con servicio telefónico radio. Antena de Jansky fue una serie de dipolos y reflectores diseñados para recibir señales de radio de onda corta en un frecuencia de 20,5 MHz (longitud de onda de alrededor de 14,6 metros). Fue montado en una plataforma giratoria que le permitía girar en cualquier dirección, ganándose el nombre de "merry-go-round de Jansky". Tenía un diámetro de aproximadamente 100 pies (30 m). y se puso 20 pies (6 m). de altura. Mediante la rotación de la antena en un conjunto de cuatro Ford Neumáticos Modelo-T, la dirección de la fuente de radio de interferencia recibida (estática) podría establecer claramente. Un pequeño cobertizo para el lado de la antena albergaba una sistema de grabación de lápiz y papel análogo. Después de grabar las señales de todas las direcciones durante varios meses, Jansky finalmente los clasifica en tres tipos de estática: tormentas cercanas, tempestades de truenos lejanos, y un silbido constante débiles de origen desconocido. Jansky finalmente determinó que el "débil siseo" repite en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Este período es la longitud de un astronómico día sideral, el tiempo que toma cualquier objeto "fijo" que se encuentra en la esfera celeste para volver al mismo lugar en el cielo. Así Jansky sospecha que el silbido se originó mucho más allá de la atmósfera de la Tierra, y al comparar sus observaciones con mapas astronómicos ópticos, Jansky llegó a la conclusión de que la radiación venía de la Vía Láctea y fue más fuerte en la dirección del centro de la galaxia, en la constelación de Sagitario.
Un operador de radio aficionado, Grote Reber, fue uno de los pioneros de lo que se hizo conocido como radioastronomía cuando construyó la primera parabólica "plato" radiotelescopio (9 metros (30 pies) de diámetro) en su patio trasero en Illinois en 1937. Jugó un papel decisivo en la repetición de un trabajo pionero, pero algo simple de Karl Jansky Guthe a frecuencias más altas, y pasó a realizar el primer estudio del cielo en muy altas frecuencias de radio. El rápido desarrollo de la tecnología de radar durante la Segunda Guerra Mundial fue traducido fácilmente en tecnología radioastronomía después de la guerra, y el campo de la astronomía de radio comenzó a florecer.
Tipos
La gama de frecuencias en el espectro electromagnético que conforma el espectro de radio es muy grande. Esto significa que los tipos de antenas que se utilizan como telescopios de radio varían ampliamente en el diseño, tamaño y configuración. En longitudes de onda de 30 metros a 3 metros (10 MHz - 100 MHz), por lo general son o bien arrays de antenas direccionales similares a "antenas de TV" o grandes reflectores estacionarios con puntos focales móviles. Dado que las longitudes de onda que se observaron con estos tipos de antenas son tan largas, las superficies "reflector" pueden ser construidos a partir de alambre grueso de malla tales como alambre de gallinero. En longitudes de onda más cortas "plato" radiotelescopios estilo predominan. La resolución angular de una antena de estilo de plato está determinado por el diámetro del plato expresado como un número de longitudes de onda de la radiación electromagnética que se observa. Esto determina el tamaño del plato un radiotelescopio necesita de Resolución útil. Los radiotelescopios que operan a longitudes de onda de 3 metros a 30 cm (100 MHz a 1 GHz) son por lo general más de 100 metros de diámetro. Los telescopios de trabajo en longitudes de onda más corta que 30 cm (por encima de 1 GHz) varían en tamaño desde 3 hasta 90 metros de diámetro.
Frecuencias
El creciente uso de frecuencias de radio para la comunicación hace que las observaciones astronómicas más y más difícil ( espectro abierto necesidades # Radio astronomía). Las negociaciones para defender la asignación de frecuencias para las partes del espectro más útiles para observar el Universo se coordinan en el Comité Científico de Atribución de Frecuencias a la Radioastronomía y la Ciencia Espacial.
Algunas de las bandas de frecuencia más notables utilizados por los radiotelescopios son:
- cada frecuencia: en el Radio Nacional de los Estados Unidos Zona Tranquila
- Canal 37: 608-614 MHz
- la " línea de hidrógeno ", también conocido como la" línea de 21 centímetros ": 1.420,40575177 MHz, es utilizada por muchos radiotelescopios incluidos El Big Ear en su descubrimiento de la Guauu! señal
- 1406 MHz y 430 MHz
- la waterhole: 1.420 a 1.666 MHz
- la Observatorio de Arecibo tiene varias receptores que en conjunto abarcan todo el rango de 1 a 10 GHz
- la WMAP asigna la radiación cósmica de fondo de microondas en 5 bandas de frecuencia diferentes, centrada en 23 GHz, 33 GHz, 41 SGA, 61 GHz y 94 GHz.
Grandes platos
Mayor telescopio lleno de apertura del mundo (es decir, un plato completo) es el Radiotelescopio de Arecibo se encuentra en Arecibo, Puerto Rico, cuyos 305 m (1.001 pies) de plato se fija en el suelo. El haz de la antena es orientable (por medio de un receptor móvil) dentro de aproximadamente 20 ° de la cenit. También es la mayor del mundo radar planetario. El radiotelescopio más grande individual de cualquier tipo es el RATAN-600 situado cerca Nizhny Arkhyz, Rusia , que consiste en un círculo de 576 metros de radio de reflectores rectangulares, cada uno de los cuales puede ser dirigido hacia un receptor central cónico.
El mayor radiotelescopio de parábola única en Europa es el diámetro de la antena de 100 metros en Effelsberg, Alemania, que también fue el mayor telescopio totalmente dirigible del mundo durante 30 años, hasta el ligeramente más grande Telescopio de Green Bank fue inaugurado en West Virginia , Estados Unidos, en 2000. La tercera mayor radiotelescopio dirigible totalmente es de 76 metros Telescopio Lovell en Observatorio Jodrell Bank en Cheshire, Inglaterra. El cuarto mayor radiotelescopios totalmente orientables son seis platos de 70 metros: tres rusos RT-70, y tres en el Red Goldstone.
Un tamaño típico de la única antena de un radiotelescopio de 25 metros. Decenas de radiotelescopios con tamaños comparables son operados en los observatorios de radio de todo el mundo.
China, comenzó oficialmente la construcción de la radio más grande telescopio de apertura único del mundo en 2009, el RÁPIDO. El RÁPIDO, con una superficie plato tan grande como 30 campos de fútbol, se interpondrá en una región de depresiones típicas Karst en Guizhou, y estará terminado en 2013.
Radiointerferometría
Uno de los avances más notables se produjo en 1946 con la introducción de la técnica llamada interferometría astronómica. Interferómetros de radio astronómicas suelen consistir en cualquiera de los arrays de discos parabólicos (por ejemplo, la Uno-Milla Telescope), arrays de antenas de una sola dimensión (por ejemplo, la Observatorio Molonglo Síntesis Telescope) o matrices bidimensionales de omni-direccional dipolos (por ejemplo, De Tony Hewish de Pulsar Array). Todos los telescopios de la matriz están muy separadas y por lo general se conectan utilizando cable coaxial, guía de ondas, fibra óptica , u otro tipo de línea de transmisión. Los recientes avances en la estabilidad de los osciladores electrónicos también permiten ahora la interferometría se lleve a cabo mediante el registro independiente de las señales en las distintas antenas, y luego correlacionar las grabaciones en algún instalación de procesamiento central. Este proceso se conoce como Muy Larga interferometría de base (VLBI). Interferometría hace aumentar la señal total recaudado, pero su objetivo principal es aumentar enormemente la resolución a través de un proceso llamado Síntesis de apertura. Esta técnica funciona mediante la superposición ( interfiriendo) la señal ondas de las diferentes telescopios en el principio de que las ondas que coinciden con el mismo fase añadirá el uno al otro mientras que dos ondas que tienen fases opuestas se anulan entre sí. Esto crea un telescopio combinada que es equivalente en la resolución (aunque no en la sensibilidad) a una sola antena cuyo diámetro es igual a la separación de las antenas más alejadas de la matriz.
Una imagen de alta calidad requiere un gran número de diferentes separaciones entre los telescopios. Separación proyectada entre dos telescopios, como se ve desde la fuente de radio, se llama una línea de base. Por ejemplo, el Very Large Array (VLA) cerca Socorro, Nuevo México cuenta con 27 telescopios con 351 líneas de base independientes a la vez, que alcanza una resolución de 0,2 segundos de arco a los 3 cm longitudes de onda. Martin Ryle grupo en Cambridge obtuvo una Premio Nobel de la interferometría y síntesis de la abertura. La Espejo interferómetro de Lloyd también se desarrolló independientemente en 1946 por Grupo de José Pawsey en el Universidad de Sydney. A principios de la década de 1950 la Cambridge Interferómetro asigna el cielo de radio para producir el famoso 2C y Encuestas 3C de fuentes de radio. Un gran conjunto de telescopios de radio conectado físicamente es el Gigante Metrewave Radiotelescopio, ubicada en Pune, India . La mayor variedad, LOFAR (la "matriz de frecuencia baja"), se está construyendo actualmente en Europa occidental, que consta de unas 20 000 pequeñas antenas en 48 estaciones distribuidas a lo largo de un área de varios cientos de kilómetros de diámetro, y opera entre 1,25 y 30 m longitudes de onda. Sistemas VLBI utilizando el procesamiento posterior a la observación se han construido con antenas miles de kilómetros de distancia. Interferómetros de radio también se han utilizado para obtener imágenes detalladas de las anisotropías y la polarización de la cósmica de fondo de microondas , como el CBI interferómetro en 2004.
Telescopios conectados físicamente más grande del mundo, el SKA ( Kilómetro Cuadrado Array), está previsto iniciar operaciones en el 2024.
Observación astronómica
Muchos objetos astronómicos no son sólo observables en luz visible sino también emiten radiación en longitudes de onda de radio . Además de la observación de objetos energéticos como púlsares y cuásares, los radiotelescopios son capaces de "imagen" la mayoría de los objetos astronómicos, tales como galaxias , nebulosas, e incluso las emisiones de radio de los planetas .
