6.4: Telescopes ya redio
- Page ID
- 175709
Malengo ya kujifunza
Mwishoni mwa sehemu hii, utaweza:
- Eleza jinsi mawimbi ya redio kutoka nafasi yanavyoonekana
- Tambua darubini kubwa za redio duniani
- Eleza mbinu ya interferometry na kujadili faida za interferometers juu ya darubini moja ya sahani
Mbali na mionzi inayoonekana na infrared, mawimbi ya redio kutoka vitu vya angani yanaweza pia kugunduliwa kutoka kwenye uso wa Dunia. Mapema miaka ya 1930, Karl G. Jansky, mhandisi katika maabara ya simu ya Bell, alikuwa akijaribu na antenna kwa mawasiliano ya redio ya muda mrefu wakati alipokutana na mionzi ya ajabu ya redio ya tuli inayotokana na chanzo kisichojulikana (Kielelezo\(\PageIndex{1}\)). Aligundua kwamba mionzi hii ilikuja kwa nguvu zaidi kuhusu dakika nne mapema kila siku mfululizo na kwa usahihi alihitimisha kuwa tangu kipindi cha mzunguko wa sidereal wa Dunia (muda gani inachukua sisi kuzunguka jamaa na nyota) ni dakika nne mfupi kuliko siku ya jua, mionzi lazima itoke kwa baadhi kanda fasta juu ya nyanja ya mbinguni. Uchunguzi uliofuata ulionyesha kuwa chanzo cha mionzi hii kilikuwa sehemu ya Galaxy ya Milky Way; Jansky alikuwa amegundua chanzo cha kwanza cha mawimbi ya redio ya cosmic.
Mwaka wa 1936, Grote Reber, ambaye alikuwa mwanaastronomia amateur mwenye nia ya mawasiliano ya redio, alitumia chuma na kuni za mabati ili kujenga antenna ya kwanza iliyoundwa hasa kupokea mawimbi ya redio ya cosmic. Kwa miaka mingi, Reber alijenga antenna kadhaa hizo na kuzitumia kutekeleza tafiti za uanzilishi wa anga kwa vyanzo vya redio za mbinguni; alibaki akifanya kazi katika astronomia ya redio kwa zaidi ya miaka 30. Katika muongo wa kwanza, alifanya kazi kivitendo peke yake kwa sababu wataalamu wa astronomia walikuwa bado hawajatambua uwezo mkubwa wa astronomia ya redio.
Kugundua Nishati ya Redio kutoka Nafasi
Ni muhimu kuelewa kwamba mawimbi ya redio hayawezi “kusikilizwa”: sio mawimbi ya sauti unayosikia yanayotoka kwenye mpokeaji wa redio nyumbani au gari lako. Kama nuru, mawimbi ya redio ni aina ya mionzi ya sumakuumeme, lakini tofauti na nuru, hatuwezi kuyatambua kwa hisia zetu—ni lazima tutegemee vifaa vya elektroniki ili kuzichukua. Katika utangazaji wa redio ya kibiashara, tunaandika habari za sauti (muziki au sauti ya mtangazaji wa habari) kwenye mawimbi ya redio. Hizi lazima zifanyike kwa upande mwingine na kisha zimegeuka kuwa sauti na wasemaji au vichwa vya sauti.
Mawimbi ya redio tunayopokea kutoka nafasi hayana, bila shaka, kuwa na muziki au maelezo mengine ya programu yaliyowekwa ndani yao. Ikiwa ishara za redio za cosmic zilitafsiriwa kwa sauti, zingeweza kuonekana kama tuli unayosikia wakati wa skanning kati ya vituo. Hata hivyo, kuna habari katika mawimbi ya redio tunayopokea—habari ambazo zinaweza kutuambia kuhusu kemia na hali ya kimwili ya vyanzo vya mawimbi.
Kama vile vibrating chembe kushtakiwa inaweza kuzalisha mawimbi sumakuumeme (tazama sura ya mionzi na Spectra), mawimbi ya sumakuumeme yanaweza kufanya chembe Mawimbi ya redio yanaweza kuzalisha sasa katika makondakta ya umeme kama vile metali. Antenna ni conductor kama hiyo: inachukua mawimbi ya redio, ambayo huunda sasa dhaifu ndani yake. Ya sasa inapanuliwa katika mpokeaji wa redio mpaka iwe na nguvu ya kutosha kupima au kurekodi. Kama televisheni yako au redio, wapokeaji wanaweza kuzingatiwa ili kuchagua mzunguko mmoja (channel). Katika astronomia, hata hivyo, ni kawaida zaidi kutumia mbinu za kisasa za usindikaji wa data ambazo zinaruhusu maelfu ya bendi tofauti za mzunguko kugunduliwa wakati huo huo. Kwa hiyo, mpokeaji wa redio ya angani hufanya kazi kama spectrometer kwenye darubini inayoonekana au ya infrared, kutoa taarifa kuhusu kiasi gani cha mionzi tunayopokea kila wavelength au mzunguko. Baada ya usindikaji wa kompyuta, ishara za redio zimeandikwa kwenye disks za magnetic kwa uchambuzi zaidi.
Mawimbi ya redio yanajitokeza kwa kufanya nyuso, kama mwanga unavyoonekana kutoka kwenye uso wa chuma wenye shiny, na kwa mujibu wa sheria sawa za optics. Darubini inayoonyesha redio ina kutafakari chuma cha concave (kinachoitwa sahani), sawa na kioo cha darubini. Mawimbi ya redio yaliyokusanywa na sahani yanaonekana kwa lengo, ambapo wanaweza kuelekezwa kwa mpokeaji na kuchambuliwa. Kwa sababu binadamu ni viumbe vya kuona, wanaastronomia wa redio mara nyingi hujenga uwakilishi wa picha ya vyanzo vya redio wanavyozingatia. Kielelezo\(\PageIndex{2}\) kinaonyesha picha hiyo ya redio ya galaxy ya mbali, ambapo darubini za redio zinaonyesha jets kubwa na mikoa ngumu ya uzalishaji wa redio ambayo haionekani kabisa katika picha zilizochukuliwa kwa mwanga.
Astronomia ya redio ni uwanja mdogo ikilinganishwa na astronomia inayoonekana mwanga, lakini imepata ukuaji mkubwa katika miongo ya hivi karibuni. Reflectors kubwa za redio duniani ambazo zinaweza kuelekezwa kwa mwelekeo wowote angani zina apertures ya mita 100. Moja ya haya imekuwa kujengwa katika Marekani National Radio Astronomia Observatory katika West Virginia (Kielelezo\(\PageIndex{3}\)). Jedwali\(\PageIndex{1}\) linaorodhesha baadhi ya darubini kubwa za redio duniani.
| Uchunguzi | Mahali | Maelezo | Tovuti |
|---|---|---|---|
| Milo ya Radio ya mtu binafsi | |||
| Telescope ya redio ya mita mia tano ya Aperture (FAST) | Guizhou, China | 500-m fasta sahani | fast.bao.accn/sw/ |
| Uchunguzi wa Arecibo | Arecibo, Puerto Rico | 305-m fasta sahani | www.naic.edu |
| Green Bank Darubini (GBT) | Benki ya Kijani, WV | 110 × 100-m sahani ya steerable | www.science.nrao.edu/facilities/gbt |
| Effelsberg 100-m darubini | Bonn, Germany | 100-m sahani ya steerable | www.mpifr-bonn.mpg.de/sw/effelsberg |
| Telescope ya Lovell | Manchester, England | 76-m sahani ya steerable | www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell |
| Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) | Tidbinbilla, Australia | 70-m sahani ya steerable | www.cdscc.nasa.gov |
| Goldstone Deep Space Communications Complex (GDSCC) | Barstow, CA | 70-m sahani ya steerable | www.gdscc.nasa.gov |
| Hifadhi ya Parkes | Parkes, Australia | 64-m sahani ya steerable | www.parkes.atnf.csiro.au |
| Vipande vya Sahani za Redio | |||
| Safu ya Kilomita mraba (SKA) | Afrika Kusini na Australia Magharibi | Maelfu ya sahani, eneo la kukusanya km2, safu ya sehemu katika 2020 | www.skatelescope.org |
| Atacama Kubwa milimita/submillimeter Array (ALMA) | Jangwa la Atacama, Chile Kaskazini | 66 sahani 7-m na 12-m | www.almaobservatory.org |
| Array Kubwa sana (VLA) | Socorro, New Mexico | 27-kipengele safu ya sahani 25-m (36-km msingi) | www.science.nrao.edu/facilities/vla |
| Westerbork awali Radio darubini (WSRT) | Westerbork, Uholanzi | Kipengele cha 12 cha sahani 25-m (msingi wa kilomita 1.6) | www.astron.nl/radio-observatory/umma/public-0 |
| Muda mrefu sana Msingi Array (VLBA) | Maeneo kumi ya Marekani, HI kwa Visiwa vya Virgin | 10-kipengele safu ya sahani 25-m (9000 km msingi) | www.science.nrao.edu/facilities/vlba |
| Australia darubini Compact Array (ATCA) | Maeneo kadhaa katika Australia | 8-kipengele safu (saba 22-m sahani pamoja Parkes 64 m) | www.narrabri.atnf.csiro.au |
| Mtandao wa Interferometer unaohusishwa na Redio mbalimbali (MERLIN) | Cambridge, England, na maeneo mengine ya Uingereza | Mtandao wa sahani saba (kubwa ni 32 m) | www.e-merlin.ac.uk |
| Telescope ya millimeter-wimbi | |||
| IRAM | Granada, Hispania | 30-m steerable mm-wimbi sahani | www.iram-institute.org |
| James Katibu Maxwell darubini (JCMT) | Mauna Kea, HI | 15-m steerable mm-wimbi sahani | www.eaobservatory.org/jcmt |
| Nobeyama Radio Observatory (NRO) | Minamimaki, Japan | Safu ya kipengele cha 6 cha sahani za wimbi la 10-m | www.nro.nao.ac.jp/sw |
| Hat Creek Radio Observatory | Cassel, CA | Safu ya kipengele cha 6 cha sahani za wimbi la 5-m | www.sri.com/research-development/specialized-habilities/hat-creek-radio-uchunguzi |
Radio Interferometry
Kama tulivyojadiliwa hapo awali, uwezo wa darubini kutuonyesha undani mzuri (azimio lake) inategemea ufunuo wake, lakini pia inategemea urefu wa mionzi ambayo darubini inakusanya. Kwa muda mrefu mawimbi, ni vigumu kutatua maelezo mazuri katika picha au ramani tunazofanya. Kwa sababu mawimbi ya redio yana wavelengths ndefu, huwa na changamoto kubwa kwa wanaastronomia ambao wanahitaji azimio nzuri. Kwa kweli, hata sahani kubwa za redio duniani, zinazofanya kazi peke yake, haziwezi kutoa maelezo mengi kama darubini ndogo inayoonekana inayoonekana inayotumika katika maabara ya astronomia ya chuo. Ili kuondokana na ugumu huu, wanaastronomia wa redio wamejifunza kuimarisha picha zao kwa kuunganisha darubini mbili au zaidi za redio pamoja kielektroniki. Darubini mbili au zaidi zilizounganishwa pamoja kwa njia hii zinaitwa interferometer.
“Interferometer” inaweza kuonekana kama neno la ajabu kwa sababu darubini katika interferometer hufanya kazi kwa ushirikiano; hazina “kuingilia kati” kwa kila mmoja. Kuingilia kati, hata hivyo, ni neno la kiufundi kwa njia ambayo mawimbi mengi yanaingiliana wakati wanapofika kwenye vyombo vyetu, na mwingiliano huu unatuwezesha kuondokana na maelezo zaidi nje ya uchunguzi wetu. Azimio la interferometer inategemea kujitenga kwa telescopes, si juu ya apertures yao binafsi. Darubini mbili zilizotenganishwa na kilomita 1 zinatoa azimio sawa na ingekuwa sahani moja kilomita 1 kote (ingawa hawana, bila shaka, uwezo wa kukusanya mionzi nyingi kama ndoo ya wimbi la redio yaani kilomita 1 kote).
Ili kupata azimio bora zaidi, wataalamu wa astronomers huchanganya idadi kubwa ya sahani za redio kwenye safu ya interferometer. Kwa kweli, safu hiyo inafanya kazi kama idadi kubwa ya interferometers mbili za sahani, wote wanaangalia sehemu sawa ya anga pamoja. Usindikaji wa kompyuta wa matokeo huruhusu ujenzi wa picha ya redio ya juu-azimio. Chombo cha kina zaidi nchini Marekani ni National Radio Astronomia Observatory ya Jansky Very Large Array (VLA) karibu na Socorro, New Mexico. Inajumuisha telescope 27 za redio zinazohamishika (kwenye nyimbo za reli), kila mmoja akiwa na ufunguzi wa mita 25, huenea zaidi ya jumla ya kilomita 36. Kwa kuchanganya kielektroniki ishara kutoka darubini zake zote binafsi, safu hii inaruhusu mwanaastronomia wa redio kufanya picha za anga kwenye wavelengths za redio kulinganishwa na zile zilizopatikana kwa darubini inayoonekana ya mwanga, yenye azimio la takriban 1 arcsecond.
Atacama Kubwa milimita/submillimeter safu (ALMA) katika Atacama Jangwa la Kaskazini mwa Chile (Kielelezo\(\PageIndex{4}\)), katika urefu wa miguu 16,400, lina 12 mita 7 na 54 12 mita darubini, na inaweza kufikia misingi hadi kilomita 16. Tangu ikawa kazi mwaka 2013, imefanya uchunguzi katika maazimio chini ya milliarcseconds 6 (0.006 arcseconds), mafanikio ya ajabu kwa astronomia ya redio.
Tazama documentary hii inayoelezea kazi iliyoingia katika kubuni na kujenga ALMA, inazungumzia baadhi ya picha zake za kwanza, na inahusu mustakabali wake.
Awali, ukubwa wa vipengee vya interferometer ulipunguzwa na mahitaji ambayo sahani zote zimeunganishwa kimwili. Vipimo vya juu vya safu vilikuwa hivyo makumi machache tu ya kilomita. Hata hivyo, mgawanyiko mkubwa wa interferometer unaweza kupatikana ikiwa darubini hazihitaji uhusiano wa kimwili. Wanaastronomia, pamoja na matumizi ya teknolojia ya sasa na nguvu za kompyuta, wamejifunza kwa wakati kuwasili kwa mawimbi ya sumakuumeme yanayotoka angani kwa usahihi katika kila darubini na kuchanganya data baadaye. Ikiwa darubini ziko mbali mbali kama California na Australia, au kama West Virginia na Crimea nchini Ukraine, azimio linalosababisha linapita zaidi ya ile ya darubini zinazoonekana.
Umoja wa Mataifa hufanya kazi ya Array ya Muda mrefu sana (VLBA), iliyoundwa na darubini 10 za kibinafsi zinazoenea kutoka Visiwa vya Virgin hadi Hawaii (Kielelezo\(\PageIndex{5}\)). VLBA, kukamilika mwaka 1993, inaweza kuunda picha za angani na azimio la arcseconds 0.0001, kuruhusu vipengele vidogo kama vitengo 10 vya angani (AU) kujulikana katikati ya Galaxy yetu.
Maendeleo ya hivi karibuni katika teknolojia pia yamefanya iwezekanavyo kufanya interferometry katika wavelengths inayoonekana na mwanga na infrared. Mwanzoni mwa karne ya ishirini na moja, observatories tatu zilizo na darubini nyingi kila mmoja zilianza kutumia sahani zao kama interferometers, kuchanganya mwanga wao ili kupata azimio kubwa zaidi. Aidha, safu ya kujitolea ya interferometric ilijengwa kwenye Mlima. Wilson katika California. Kama vile katika vituo vya redio, uchunguzi huu unawawezesha wanaastronomia kutoa maelezo zaidi kuliko darubini moja inayoweza kutoa.
| Msingi mrefu zaidi (m) | Jina la darubini | Eneo | Vioo | Hali |
|---|---|---|---|---|
| 400 | Sarafu ya CHARA (Kituo cha Astronomia ya Astronomia | Mlima Wilson, CA | Darubini sita 1-m | Uendeshaji tangu 2004 |
| 200 | Darubini Kubwa sana | Cerro Paranal, Chile | Darubini nne za 8.2-m | Imekamilika 2000 |
| 85 | Keck I na Iteelescopes | Mauna Kea, HI | Darubini mbili za mita 10 | Inaendeshwa kutoka 2001 hadi 2012 |
| 22.8 | Darubini kubwa ya Binocular | Mlima Graham, AZ | Darubini mbili za 8.4-m | Mwanga wa kwanza 2004 |
Radar Astronom
Radi ni mbinu ya kupeleka mawimbi ya redio kwa kitu katika mfumo wetu wa jua na kisha kuchunguza mionzi ya redio ambayo kitu huonyesha nyuma. Wakati unaohitajika kwa safari ya pande zote unaweza kupimwa kielektroniki kwa usahihi mkubwa. Kwa sababu tunajua kasi ambayo mawimbi ya redio husafiri (kasi ya nuru), tunaweza kuamua umbali wa kitu au kipengele fulani juu ya uso wake (kama vile mlima).
Uchunguzi wa rada umetumika kuamua umbali wa sayari na jinsi mambo ya haraka yanavyohamia katika mfumo wa jua (kwa kutumia athari ya Doppler, iliyojadiliwa katika sura ya Mionzi na Spectra). Mawimbi ya rada yamecheza majukumu muhimu katika kuendesha spacecraft katika mfumo wa jua. Aidha, kama itakuwa kujadiliwa katika sura ya baadaye, uchunguzi rada na kuamua vipindi mzunguko wa Venus na Mercury, probed vidogo Dunia-inakaribia asteroids, na kuruhusu sisi kuchunguza milima na mabonde juu ya nyuso za Mercury, Venus, Mars, na miezi kubwa ya Jupiter.
Sahani yoyote ya redio inaweza kutumika kama darubini ya rada ikiwa ina vifaa vya transmita yenye nguvu pamoja na mpokeaji. Kituo cha kuvutia zaidi duniani kwa astronomia ya rada ni darubini ya mita 1000 (305-mita) kwenye Arecibo huko Pwetoriko (Kielelezo\(\PageIndex{6}\)). Darubini ya Arecibo ni kubwa mno kuelekezwa moja kwa moja kwenye sehemu mbalimbali za anga. Badala yake, hujengwa katika “bakuli” kubwa ya asili (zaidi ya sahani tu) iliyoundwa na milima kadhaa, na imefungwa na paneli za chuma zinazoonyesha. Uwezo mdogo wa kufuatilia vyanzo vya astronomical unapatikana kwa kusonga mfumo wa mpokeaji, ambao umesimamishwa kwenye nyaya za mita 100 juu ya uso wa bakuli. Darubini kubwa zaidi (mita 500) ya rada kwa sasa iko chini ya ujenzi. Ni darubini ya Aperture Spherical ya mita tano (FAST) nchini China na inatarajiwa kukamilika mwaka 2016.
Muhtasari
Katika miaka ya 1930, astronomia ya redio ilianzishwa na Karl G. Jansky na Grote Reber. Darubini ya redio kimsingi ni antenna ya redio (mara nyingi sahani kubwa, iliyopigwa) iliyounganishwa na mpokeaji. Azimio la kuimarishwa kwa kiasi kikubwa linaweza kupatikana kwa interferometers, ikiwa ni pamoja na safu za interferometer kama VLA 27 ya kipengele na ALMA 66-kipengele. Kupanua kwa interferometers za msingi za muda mrefu sana, wanaastronomia wa redio wanaweza kufikia maazimio sahihi kama 0.0001 arcsecond. Astronomia ya rada inahusisha kupeleka pamoja na kupokea. Darubini kubwa ya rada inayoendeshwa kwa sasa ni bakuli la mita 305 kwenye Arecibo.
faharasa
- kuingiliwa
- mchakato ambao mawimbi huchanganya pamoja kama vile viumbe vyao na mabwawa yanaweza kuimarisha na kufuta kila mmoja
- interferometer
- chombo kinachochanganya mionzi ya sumakuumeme kutoka darubini moja au zaidi ili kupata azimio sawa na kile kitakachopatikana kwa darubini moja yenye kipenyo sawa na msingi kinachotenganisha darubini tofauti za mtu binafsi
- safu ya interferometer
- mchanganyiko wa sahani nyingi za redio kwa, kwa kweli, kazi kama idadi kubwa ya interferometers mbili za sahani
- rada
- mbinu ya kupeleka mawimbi ya redio kwa kitu na kisha kuchunguza mionzi ambayo kitu huonyesha nyuma kwa transmita; kutumika kupima umbali na, na mwendo wa, kitu lengo au kuunda picha yake