6.4: التلسكوبات الراديوية
- Page ID
- 197161
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف كيفية اكتشاف موجات الراديو من الفضاء
- تعرف على أكبر التلسكوبات الراديوية في العالم
- حدد تقنية قياس التداخل وناقش فوائد مقاييس التداخل على التلسكوبات أحادية الطبق
بالإضافة إلى الأشعة المرئية والأشعة تحت الحمراء، يمكن أيضًا اكتشاف موجات الراديو من الأجسام الفلكية من سطح الأرض. في أوائل الثلاثينيات، كان كارل جي جانسكي، وهو مهندس في مختبرات بيل للهواتف، يجرب الهوائيات للاتصالات اللاسلكية بعيدة المدى عندما واجه بعض الإشعاعات اللاسلكية الثابتة الغامضة القادمة من مصدر غير معروف (الشكل\(\PageIndex{1}\)). اكتشف أن هذا الإشعاع جاء في أقوى حالاته قبل حوالي أربع دقائق في كل يوم متتالي وخلص بشكل صحيح إلى أنه نظرًا لأن فترة الدوران الفلكي للأرض (المدة التي تستغرقها الدورة بالنسبة للنجوم) أقصر بأربع دقائق من اليوم الشمسي، يجب أن يكون الإشعاع مصدره البعض منطقة ثابتة على الكرة السماوية. أظهر التحقيق اللاحق أن مصدر هذا الإشعاع كان جزءًا من مجرة درب التبانة؛ اكتشف جانسكي المصدر الأول لموجات الراديو الكونية.
في عام 1936، استخدم Grote Reber، الذي كان عالمًا فلكًا هاويًا مهتمًا بالاتصالات اللاسلكية، الحديد المجلفن والخشب لبناء أول هوائي مصمم خصيصًا لاستقبال موجات الراديو الكونية. على مر السنين، قام ريبر ببناء العديد من هذه الهوائيات واستخدمها لإجراء مسوحات رائدة للسماء لمصادر الراديو السماوية؛ وظل نشطًا في علم الفلك الراديوي لأكثر من 30 عامًا. خلال العقد الأول، عمل عمليًا بمفرده لأن علماء الفلك المحترفين لم يدركوا بعد الإمكانات الهائلة لعلم الفلك الراديوي.
الكشف عن طاقة الراديو من الفضاء
من المهم أن نفهم أن موجات الراديو لا يمكن «سماعها»: فهي ليست الموجات الصوتية التي تسمعها تخرج من جهاز استقبال الراديو في منزلك أو سيارتك. مثل الضوء، تعد موجات الراديو شكلاً من أشكال الإشعاع الكهرومغناطيسي، ولكن على عكس الضوء، لا يمكننا اكتشافها بحواسنا - يجب أن نعتمد على المعدات الإلكترونية لاستلامها. في البث الإذاعي التجاري، نقوم بتشفير المعلومات الصوتية (الموسيقى أو صوت مذيع الأخبار) إلى موجات راديو. يجب فك تشفيرها في الطرف الآخر ثم إعادتها إلى صوت بواسطة مكبرات الصوت أو سماعات الرأس.
لا تحتوي موجات الراديو التي نتلقاها من الفضاء، بالطبع، على موسيقى أو معلومات برنامج أخرى مشفرة فيها. إذا تمت ترجمة إشارات الراديو الكونية إلى صوت، فستبدو مثل الصوت الثابت الذي تسمعه عند المسح بين المحطات. ومع ذلك، هناك معلومات في موجات الراديو التي نتلقاها - معلومات يمكن أن تخبرنا عن الكيمياء والظروف المادية لمصادر الموجات.
مثلما يمكن للجسيمات المشحونة المهتزة أن تنتج موجات كهرومغناطيسية (انظر فصل الإشعاع والطياف)، يمكن للموجات الكهرومغناطيسية أن تجعل الجسيمات المشحونة تتحرك ذهابًا وإيابًا. يمكن أن تنتج موجات الراديو تيارًا في موصلات الكهرباء مثل المعادن. الهوائي هو مثل هذا الموصل: فهو يعترض موجات الراديو التي تخلق تيارًا ضعيفًا فيه. ثم يتم تضخيم التيار في جهاز استقبال لاسلكي حتى يصبح قويًا بما يكفي للقياس أو التسجيل. مثل التلفزيون أو الراديو، يمكن ضبط أجهزة الاستقبال لتحديد تردد واحد (قناة). ولكن في علم الفلك، من الشائع استخدام تقنيات معالجة البيانات المعقدة التي تسمح باكتشاف الآلاف من نطاقات التردد المنفصلة في وقت واحد. وبالتالي، يعمل مستقبل الراديو الفلكي مثل مقياس الطيف على تلسكوب الضوء المرئي أو الأشعة تحت الحمراء، مما يوفر معلومات حول مقدار الإشعاع الذي نتلقاه عند كل طول موجة أو تردد. بعد معالجة الكمبيوتر، يتم تسجيل إشارات الراديو على الأقراص المغناطيسية لمزيد من التحليل.
تنعكس موجات الراديو من خلال الأسطح الموصلة، تمامًا كما ينعكس الضوء من سطح معدني لامع، ووفقًا لنفس قوانين البصريات. يتكون التلسكوب العاكس للراديو من عاكس معدني مقعر (يسمى الطبق)، يشبه مرآة التلسكوب. تنعكس موجات الراديو التي يجمعها الطبق على التركيز، حيث يمكن بعد ذلك توجيهها إلى جهاز استقبال وتحليلها. نظرًا لأن البشر مخلوقات بصرية كهذه، غالبًا ما ينشئ علماء الفلك الراديويون تمثيلًا تصويريًا لمصادر الراديو التي يلاحظونها. \(\PageIndex{2}\)يُظهر الشكل هذه الصورة الراديوية لمجرة بعيدة، حيث تكشف التلسكوبات الراديوية عن نفاثات شاسعة ومناطق معقدة من الانبعاثات الراديوية غير المرئية تمامًا في الصور الملتقطة بالضوء.
علم الفلك الراديوي هو مجال حديث مقارنة بعلم الفلك بالضوء المرئي، لكنه شهد نموًا هائلاً في العقود الأخيرة. أكبر عاكسات الراديو في العالم التي يمكن توجيهها إلى أي اتجاه في السماء لها فتحات تبلغ 100 متر. تم بناء واحدة منها في المرصد الوطني الأمريكي لعلم الفلك الراديوي في ولاية فرجينيا الغربية (الشكل\(\PageIndex{3}\)). \(\PageIndex{1}\)يسرد الجدول بعض التلسكوبات الراديوية الرئيسية في العالم.
| مرصد | الموقع | وصف | الموقع الإلكتروني |
|---|---|---|---|
| أطباق راديو فردية | |||
| تلسكوب راديوي كروي بفتحة خمسمائة متر (FAST) | قويتشو، الصين | طبق ثابت بطول 500 متر | fast.bao.accn/en/ |
| مرصد أريسيبو | أريسيبو، بورتوريكو | طبق ثابت بطول 305 م | www.naic.edu |
| تلسكوب جرين بانك (GBT) | غرين بانك (فيرجينيا الغربية) | طبق قابل للتوجيه مقاس 110 × 100 متر | www.science.nrao.edu/families/gb |
| تلسكوب إفلسبرغ بطول 100 متر | بون، ألمانيا | طبق قابل للتوجيه بطول 100 متر | www.mpifr-bonn.mpg.de/en/إفلسبيرغ |
| تلسكوب لوفيل | مانشستر، إنجلترا | طبق قابل للتوجيه مقاس 76 مم | www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell |
| مجمع كانبرا للاتصالات الفضائية العميقة (CDSCC) | تيدبينبيلا، أستراليا | طبق قابل للتوجيه بطول 70 م | www.cdscc.nasa.gov |
| مجمع غولدستون للاتصالات في الفضاء العميق (GDSCC) | بارستو، كاليفورنيا | طبق قابل للتوجيه بطول 70 م | www.gdsc.nasa.gov |
| مرصد باركس | باركس، أستراليا | طبق قابل للتوجيه مقاس 64 مم | www.parkes.atnf.csiro.au |
| صفائف من أطباق الراديو | |||
| مصفوفة الكيلومتر المربع (SKA) | جنوب إفريقيا وغرب أستراليا | آلاف الأطباق، مساحة تجميع km2، مجموعة جزئية في عام 2020 | www.skatelescope.org |
| مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمتر/دون المليمتر (ALMA) | صحراء أتاكاما، شمال تشيلي | 66 طبقًا بطول 7 أمتار و12 مترًا | www.almaobservator |
| مصفوفة كبيرة جدًا (VLA) | سوكورو، نيومكسيكو | مجموعة مكونة من 27 عنصرًا تضم 25 مترًا (خط أساسي يبلغ 36 كم) | www.science.nrao.edu/famility/vla |
| تلسكوب ويستربورك الراديوي التجميعي (WSRT) | فيستربورك، هولندا | مجموعة مكونة من 12 عنصرًا تضم 25 مترًا (خط الأساس 1.6 كم) | www.astron.nl/راديو-Observatory/public-0 |
| مصفوفة أساسية طويلة جدًا (VLBA) | عشرة مواقع أمريكية، مرحبًا بجزر فيرجن | مجموعة مكونة من 10 عناصر تتكون من 25 مترًا (خط أساسي يبلغ 9000 كم) | www.science.nrao.edu/facilitys/ |
| مصفوفة التلسكوب الأسترالية المدمجة (ATCA) | العديد من المواقع في أستراليا | مجموعة من 8 عناصر (سبعة أطباق بطول 22 مترًا بالإضافة إلى باركس 64 مترًا) | www.narrabri.atnf.csiro.au |
| شبكة مقياس التداخل المرتبط بالراديو متعدد العناصر (MERLIN) | كامبريدج وإنجلترا ومواقع بريطانية أخرى | شبكة من سبعة أطباق (أكبرها 32 مترًا) | www.e-merlin.ac.uk |
| تلسكوبات الموجات المليمترية | |||
| إيرام | غرناطة، إسبانيا | طبق موجة ملم قابل للتوجيه بطول 30 م | www.iram-institut |
| تلسكوب جيمس كليرك ماكسويل (JCMT) | ماونا كيا، أوهايو | طبق موجة ملم قابل للتوجيه بطول 15 م | www.eaobservatory.org/jcmt |
| مرصد نوبياما الراديوي (NRO) | ميناميماكي، اليابان | مجموعة مكونة من 6 عناصر من الأطباق ذات الموجة بطول 10 أمتار | www.nro.nao.ac.jp/en |
| مرصد راديو هات كريك (HCRO) | كاسيل، كاليفورنيا | مجموعة مكونة من 6 عناصر من الأطباق ذات الموجة بطول 5 أمتار | www.sri.com/research-development/specialed-facility |
قياس التداخل الراديوي
كما ناقشنا سابقًا، تعتمد قدرة التلسكوب على إظهار التفاصيل الدقيقة (دقته) على فتحة العدسة، ولكنها تعتمد أيضًا على الطول الموجي للإشعاع الذي يجمعه التلسكوب. كلما طالت الأمواج، زادت صعوبة حل التفاصيل الدقيقة في الصور أو الخرائط التي نصنعها. نظرًا لأن موجات الراديو لها أطوال موجية طويلة، فإنها تمثل تحديات هائلة لعلماء الفلك الذين يحتاجون إلى دقة جيدة. في الواقع، حتى أكبر أطباق الراديو على الأرض، التي تعمل بمفردها، لا يمكنها فهم الكثير من التفاصيل مثل تلسكوب الضوء المرئي الصغير النموذجي المستخدم في مختبر علم الفلك بالكلية. للتغلب على هذه الصعوبة، تعلم علماء الفلك الراديويون شحذ صورهم من خلال ربط اثنين أو أكثر من التلسكوبات الراديوية معًا إلكترونيًا. يُطلق على تلسكوبين أو أكثر مرتبطين معًا بهذه الطريقة مقياس التداخل.
قد يبدو مصطلح «مقياس التداخل» وكأنه مصطلح غريب لأن التلسكوبات الموجودة في مقياس التداخل تعمل بشكل تعاوني؛ فهي لا «تتداخل» مع بعضها البعض. ومع ذلك، فإن التداخل هو مصطلح تقني للطريقة التي تتفاعل بها الموجات المتعددة مع بعضها البعض عند وصولها إلى أجهزتنا، ويسمح لنا هذا التفاعل باستخلاص المزيد من التفاصيل من ملاحظاتنا. تعتمد دقة مقياس التداخل على فصل التلسكوبات وليس على فتحاتها الفردية. يوفر التلسكوبان اللذان يفصل بينهما كيلومتر واحد نفس الدقة التي يوفرها طبق واحد بعرض كيلومتر واحد (على الرغم من أنهما غير قادرين بالطبع على جمع أكبر قدر من الإشعاع مثل دلو الموجات الراديوية الذي يبلغ عرضه كيلومترًا واحدًا).
للحصول على دقة أفضل، يجمع علماء الفلك عددًا كبيرًا من أطباق الراديو في مصفوفة مقياس التداخل. في الواقع، تعمل هذه المصفوفة مثل عدد كبير من مقاييس التداخل ذات الصنفين، وكلها تراقب نفس الجزء من السماء معًا. تسمح المعالجة الحاسوبية للنتائج بإعادة بناء صورة راديو عالية الدقة. الأداة الأكثر شمولاً في الولايات المتحدة هي مصفوفة جانسكي الكبيرة جدًا (VLA) التابعة للمرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي بالقرب من سوكورو، نيو مكسيكو. ويتكون من 27 تلسكوبًا راديويًا متحركًا (على مسارات السكك الحديدية)، لكل منها فتحة تبلغ 25 مترًا، موزعة على مدى إجمالي يبلغ حوالي 36 كيلومترًا. من خلال الجمع الإلكتروني للإشارات من جميع التلسكوبات الفردية، تسمح هذه المصفوفة لعالم الفلك الراديوي بعمل صور للسماء بأطوال موجية راديوية مماثلة لتلك التي تم الحصول عليها باستخدام تلسكوب الضوء المرئي، بدقة تبلغ حوالي 1 قوس ثانية.
تتكون مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمتر/دون المليمتر (ALMA) في صحراء أتاكاما في شمال تشيلي (الشكل\(\PageIndex{4}\))، على ارتفاع 16400 قدم، من 12 تلسكوبًا بطول 7 أمتار و 54 تلسكوبًا بطول 12 مترًا، ويمكنها تحقيق خطوط أساس تصل إلى 16 كيلومترًا. منذ أن بدأ تشغيله في عام 2013، قدم ملاحظات بدقة تصل إلى 6 مللي ثانية (0.006 ثانية قوسية)، وهو إنجاز رائع لعلم الفلك الراديوي.
شاهد هذا الفيلم الوثائقي الذي يشرح العمل الذي تم القيام به في تصميم وبناء ALMA، ويناقش بعض صورها الأولى، ويستكشف مستقبلها.
في البداية، كان حجم مصفوفات مقياس التداخل محدودًا بشرط توصيل جميع الأطباق معًا فعليًا. وبالتالي لم تكن الأبعاد القصوى للمصفوفة سوى بضع عشرات من الكيلومترات. ومع ذلك، يمكن تحقيق فواصل أكبر لمقياس التداخل إذا لم تتطلب التلسكوبات اتصالًا ماديًا. لقد تعلم علماء الفلك، باستخدام التكنولوجيا الحالية وقوة الحوسبة، تحديد وقت وصول الموجات الكهرومغناطيسية القادمة من الفضاء بدقة شديدة في كل تلسكوب ودمج البيانات لاحقًا. إذا كانت التلسكوبات متباعدة مثل كاليفورنيا وأستراليا، أو حتى فيرجينيا الغربية وشبه جزيرة القرم في أوكرانيا، فإن الدقة الناتجة تفوق بكثير تلسكوبات الضوء المرئي.
تقوم الولايات المتحدة بتشغيل مصفوفة خط الأساس الطويلة جدًا (VLBA)، والتي تتكون من 10 تلسكوبات فردية تمتد من جزر فيرجن إلى هاواي (الشكل\(\PageIndex{5}\)). يمكن لـ VLBA، الذي تم الانتهاء منه في عام 1993، تكوين صور فلكية بدقة 0.0001 قوس، مما يسمح بتمييز ميزات صغيرة تصل إلى 10 وحدات فلكية (AU) في مركز مجرتنا.
جعلت التطورات الحديثة في التكنولوجيا من الممكن أيضًا إجراء قياس التداخل في الأطوال الموجية للضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء. في بداية القرن الحادي والعشرين، بدأت ثلاثة مراصد مزودة بتلسكوبات متعددة في استخدام أطباقها كمقاييس للتداخل، حيث جمعت ضوءها للحصول على دقة أكبر بكثير. بالإضافة إلى ذلك، تم بناء مصفوفة مخصصة لقياس التداخل على جبل. ويلسون في كاليفورنيا. تمامًا كما هو الحال في المصفوفات الراديوية، تسمح هذه الملاحظات لعلماء الفلك بالحصول على تفاصيل أكثر مما يمكن أن يوفره تلسكوب واحد.
| أطول خط أساس (م) | اسم التلسكوب | الموقع | المرايا | الحالة |
|---|---|---|---|---|
| 400 | مصفوفة CHARA (مركز علم الفلك عالي الدقة) | ماونت ويلسون، كاليفورنيا | ستة تلسكوبات 1 متر | تعمل منذ عام 2004 |
| 200 | تلسكوب كبير جدًا | سيرو بارانال، تشيلي | أربعة تلسكوبات بطول 8.2 م | أُنجز عام 2000 |
| 85 | تحقق من ذلك وITELESCOPES | ماونا كيا، أوهايو | تلسكوبان بطول 10 أمتار | تم تشغيلها من عام 2001 إلى عام 2012 |
| 22.8 | تلسكوب كبير ثنائي العين | ماونت غراهام (أريزونا) | تلسكوبان بطول 8.4 م | أول ضوء 2004 |
علم الفلك الراداري
الرادار هو تقنية إرسال موجات الراديو إلى كائن في نظامنا الشمسي ثم اكتشاف الإشعاع الراديوي الذي يعكسه الجسم مرة أخرى. يمكن قياس الوقت المطلوب للرحلة ذهابًا وإيابًا إلكترونيًا بدقة كبيرة. نظرًا لأننا نعرف السرعة التي تنتقل بها موجات الراديو (سرعة الضوء)، يمكننا تحديد المسافة إلى الكائن أو ميزة معينة على سطحه (مثل الجبل).
تم استخدام الملاحظات الرادارية لتحديد المسافات إلى الكواكب ومدى سرعة تحرك الأشياء في النظام الشمسي (باستخدام تأثير دوبلر، الذي تمت مناقشته في فصل الإشعاع والطياف). لعبت موجات الرادار أدوارًا مهمة في التنقل في المركبات الفضائية في جميع أنحاء النظام الشمسي. بالإضافة إلى ذلك، كما ستتم مناقشته في الفصول اللاحقة، حددت الملاحظات الرادارية فترات دوران كوكب الزهرة وعطارد، واستكشفت الكويكبات الصغيرة التي تقترب من الأرض، وسمحت لنا باستكشاف الجبال والوديان على أسطح عطارد والزهرة والمريخ وأقمار المشتري الكبيرة.
يمكن استخدام أي طبق راديو كتلسكوب رادار إذا كان مزودًا بجهاز إرسال قوي بالإضافة إلى جهاز استقبال. المرفق الأكثر إثارة في العالم لعلم الفلك الراداري هو التلسكوب الذي يبلغ طوله 1000 قدم (305 مترًا) في أريسيبو في بورتوريكو (الشكل\(\PageIndex{6}\)). تلسكوب Arecibo كبير جدًا بحيث لا يمكن توجيهه مباشرة إلى أجزاء مختلفة من السماء. بدلاً من ذلك، تم بناؤه في «وعاء» طبيعي ضخم (أكثر من مجرد طبق) يتكون من عدة تلال، وهو مبطن بألواح معدنية عاكسة. يتم تحقيق قدرة محدودة على تتبع المصادر الفلكية عن طريق تحريك نظام الاستقبال، الذي يتم تعليقه على الكابلات على ارتفاع 100 متر فوق سطح الوعاء. يوجد حاليًا تلسكوب رادار أكبر (500 متر) قيد الإنشاء. إنه تلسكوب كروي بفتحة خمسمائة متر (FAST) في الصين ومن المتوقع أن يكتمل في عام 2016.
ملخص
في الثلاثينيات من القرن الماضي، كان كارل جي جانسكي وغروت ريبر رائدين في علم الفلك الراديوي. التلسكوب الراديوي هو في الأساس هوائي راديوي (غالبًا ما يكون طبقًا كبيرًا منحنيًا) متصل بجهاز استقبال. يمكن الحصول على دقة محسنة بشكل كبير باستخدام مقاييس التداخل، بما في ذلك صفائف مقياس التداخل مثل VLA المكون من 27 عنصرًا و ALMA المكون من 66 عنصرًا. من خلال التوسع إلى مقاييس التداخل الأساسية الطويلة جدًا، يمكن لعلماء الفلك الراديوي تحقيق درجات دقة تصل إلى 0.0001 قوس ثانية. يتضمن علم الفلك الراداري الإرسال والاستقبال. أكبر تلسكوب رادار يعمل حاليًا هو وعاء يبلغ طوله 305 مترًا في أريسيبو.
مسرد المصطلحات
- التشوش
- عملية تختلط فيها الأمواج معًا بحيث يمكن للقمم والأحواض أن تعزز وتلغي بعضها البعض بالتناوب
- مقياس التداخل
- أداة تجمع بين الإشعاع الكهرومغناطيسي من تلسكوب واحد أو أكثر للحصول على دقة مكافئة لما يمكن الحصول عليه باستخدام تلسكوب واحد بقطر يساوي خط الأساس الذي يفصل التلسكوبات الفردية المنفصلة
- مصفوفة مقياس التداخل
- مزيج من أطباق الراديو المتعددة للعمل، في الواقع، مثل عدد كبير من أجهزة قياس التداخل ذات طبقين
- رادار
- تقنية إرسال موجات الراديو إلى جسم ما ثم اكتشاف الإشعاع الذي يعكسه الجسم مرة أخرى إلى جهاز الإرسال؛ تستخدم لقياس المسافة إلى الكائن المستهدف وحركته أو لتكوين صور له