Radioteleskop jest specyficzny teleskop używany w radioastronomii do wychwytywania fal radiowych emitowanych przez gwiazdek . Te fale radiowe, chociaż mniej lub bardziej przewidywane przez niektórych fizyków, takich jak Thomas Edison i Oliver Lodge , zostały odkryte dopiero na początku lat trzydziestych XX wieku przez Karla Jansky'ego , który poszukiwał źródła pewnych zakłóceń w naziemnych transmisjach radiowych. Od tego czasu, który wyznacza początek radioastronomii, radioteleskopy zostały wykorzystane zgodnie z fal, zarówno dla badań nad Słońcem , a do tego z regionów gwiezdnych formacji , dysze z mikrokwazary i aktywnych jąder galaktyk , lub kosmologicznych badań .
Astronomia radiowa to nowa dziedzina astronomii . Jego początki wynikają z przypadkowego odkrycia w 1933 roku przez Karla Jansky'ego , inżyniera Bell Laboratories , sygnałów radiowych emitowanych przez gwiazdy. Pierwszy radioteleskop został zbudowany w 1936 roku przez astronoma amatora Grote Rebera, który przez 10 lat jako jedyny obserwował to nowe źródło danych o kosmosie. Prace nad radarami w czasie II wojny światowej przyspieszyły rozwój technologii, które miałyby być wdrażane przez radioteleskopy. W tym czasie wykryto emisje Słońca na falach 150 MHz, 3 i 10 GHz. W latach czterdziestych i pięćdziesiątych XX wieku astronomowie odkryli transmisje radiowe z Księżyca , galaktyk radiowych i Jowisza . Jednak ważne odkrycie, że w linii emisyjnej z neutralnego wodoru częstości 21 centymetrów emitowane przez galaktyki, co pozwala na pierwsze odwzorowywanie go. Główne teleskopy radiowe powstały w latach pięćdziesiątych XX wieku: w Stanach Zjednoczonych radioteleskop Arecibo (zainaugurowany w 1963 r.) I przodek Greenbank w Australii Obserwatorium Parkes (1961), w Wielkiej Brytanii Lovell Telescope (1957). w Jodrell Bank Observatory (1957), w Holandii z Westerbork Radio Telescope oraz we Francji z Nançay Radio Telescope (1965), największym na świecie w momencie otwarcia. W latach sześćdziesiątych radioastronomia umożliwiła odkrycie pulsarów, kwazarów, emisji z Ziemi, pierwsze pomiary linii emisyjnych cząsteczek, a także rozproszone tło kosmologiczne powstałe kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu . W latach sześćdziesiątych i siedemdziesiątych XX wieku opracowano anteny sieciowe i interferometry. Pierwsze użycie radioastronomii w kosmosie miało miejsce w latach 70. i 80. XX wieku, zwłaszcza w przypadku satelity RAE i sond kosmicznych Voyager. W latach 2000 i 2010 rozpoczęto rozwój gigantycznych sieci radioteleskopów, takich jak LOFAR i ALMA oraz nowe interferometry SKA czy teleskop sferyczny o pięciuset metrach chińskiej apertury .
Teleskop radiowy składa się głównie z kolektora i detektora.
Teleskopy radiowe składają się z parabolicznego kolektora, który koncentruje fale radiowe w kierunku ogniska, w którym znajduje się detektor. Kolektor radioteleskopów powinien zweryfikować te same ograniczenia dotyczące kształtu powierzchni odbijającej, co teleskopy optyczne. Większe defekty powinny być mniejsze niż jedna dziesiąta długości fali . Ta restrykcyjna precyzja oprzyrządowania optycznego (długość fali rzędu kilkuset nanometrów ) umożliwia zgrubne wygładzanie kolektora radioteleskopu, ponieważ najczęściej spotykane długości fal są rzędu jednego decymetra (najczęściej obserwowaną długością jest linia przejściowa neutralnego wodoru na 21 centymetrów). Ponadto kolektor często składa się z metalowych siatek, których oczko musi być tylko mniejsze niż wychwycona długość fali . Kształt sferycznego zwierciadła radioteleskopu Nançay nigdy nie odbiega więcej niż 5 mm od kształtu kuli . Rozdzielczości przestrzennej ( rozwiązanie mocy) radioteleskopowi wzrasta wraz ze średnicą br
s = 59,42 λ / D z p wyrażoną w stopniach, długość fali X i D średnica paraboli wyrażone w takich samych jednostkach długości (m lub centymetrów ) .
Teleskop radiowy z kolektorem 100 metrów i używany do obserwacji linii przejściowej neutralnego wodoru na 21 centymetrach będzie zatem miał rozdzielczość przestrzenną 0,12 stopnia (59,42 * 0,21 / 100) lub 7 minut łuku, co jest bardzo złą wydajnością dla optycznego instrument, który miałby ten sam rozmiar. Dlatego teleskopy radiowe charakteryzują się bardzo dużymi antenami zbiorczymi. Jest to tym ważniejsze, że częstotliwość przechwytywanej fali jest niska. Zatem w przypadku sygnałów o niskiej częstotliwości (długich falach) radioteleskopy muszą mieć wystarczająco dużą powierzchnię zbierającą, aby odtworzyć wyraźny obraz radiowy.
Aby skierować radioteleskop w stronę obserwowanego źródła, w większości przypadków kolektor jest przymocowany do ruchomego uchwytu, który umożliwia ustawienie go w azymucie (kierunku) i elewacji . Czułość jest proporcjonalna do wielkości kolektora. Średnica największych orientowalnych radioteleskopów wynosi od pięćdziesięciu do stu metrów; ich rozdzielczość sięga około jednej minuty kątowej lub zasadniczo rozdzielczości ludzkiego oka przy widzialnych długościach fal. Poza tym rozmiarem masa do przeniesienia staje się zbyt duża. Aby obejść to ograniczenie, zbudowano kilka stałych radioteleskopów kolektorowych. Największym stacjonarnym radioteleskopem na świecie od 2016 roku jest Teleskop Sferyczny o aperturze pięćset metrów : jego sferyczna antena ma średnicę 500 m . Przewyższył radioteleskop Arecibo ( Portoryko ) zainaugurowany przez Stany Zjednoczone na początku lat 60. XX wieku i którego średnica wynosi około 300 metrów. Teleskop Nancay radiowy (w Cher , Francja ) jest kompromisem pomiędzy kolektorem stacjonarnej i komórkowej: duża płaszczyzna kolektora przechylanie zbiera fale radiowe, które znajdują odzwierciedlenie w kierunku drugiego lustra tworzącego część kuli. Po odbiciu od tego drugiego zwierciadła fale zbiegają się w kierunku ogniska, umieszczonego na wózku, który porusza się zgodnie z trajektorią źródła w przestrzeni .
Jedynie zastosowanie interferometrii umożliwia osiągnięcie rozdzielczości niezbędnej dla większości celów naukowych. Technika ta polega na łączeniu sygnałów zbieranych przez kilka odległych od siebie radioteleskopów poprzez całkowanie kilkakrotnych obserwacji w celu skorzystania z obrotu Ziemi, który modyfikuje kąt widzenia. Ta technika umożliwia zwiększenie rozdzielczości przestrzennej. Pierwszy interferometr, VLA, którego anteny rozciągają się na ponad 27 kilometrów, ma rozdzielczość jednej sekundy łukowej, podczas gdy w przypadku gigantycznych radioteleskopów wartość ta obraca się wokół minuty łuku. W Interferometria Wielkobazowa implementuje radioteleskopy, które mogą być rozdzielone przez kilka tysięcy kilometrów pod sesjach obserwacyjnych, które mogą trwać kilka tygodni. Najbardziej znanymi sieciami radioteleskopów wykorzystującymi tę technikę są europejska sieć VLBI i amerykańska sieć VLBA .
Za pomocą prostego odbiornika radiowego i poziomej anteny dipolowej dwóch elementów od dwóch do trzech i pół metra można przechwytywać szum radiowo-elektromagnetyczny Słońca i planety Jowisz w AM w paśmie częstotliwości od 25,5 MHz do 75,5 MHz .
Szum radiowo-elektromagnetyczny Jowisza odbija się od głośników jako dźwięk małych, szybkich fal.
Pasma radiowe przeznaczone dla służby radioastronomicznej mają określone zadania, które mają być odbierane przez radioteleskopy bez zakłóceń radiowych.
Te okna radiowe zapewniają dostęp do różnych ciał niebieskich, ponieważ dystrybucja pasm chroni przed zakłóceniami ze strony innych usług.
Zespoły ITU | Rodzaje obserwacji |
---|---|
13,36 MHz do 13,41 MHz | Słońce , Jowisz |
25,55 MHz do 25,67 MHz | Słońce, Jowisz |
37,5 MHz do 38,25 MHz | Jowisz |
73 MHz do 74,6 MHz | Słońce |
150,05 MHz do 153 MHz | Continuum , pulsar , słońce |
322 MHz do 328,6 MHz | Continuum, deuter |
406,1 MHz do 410 MHz | Kontinuum |
608 MHz do 614 MHz | VLBI |
1330 MHz do 1400 MHz | Linia HI z przesunięciem na czerwono |
1400 MHz do 1427 MHz | Linia HI |
1610,6 MHz do 1613,8 MHz | Linie OH |
1660 MHz do 1670 MHz | Linie OH |
1718,8 MHz do 1722,2 MHz | Linie OH |
2655 MHz do 2700 MHz | Continuum, HII |
3100 MHz do 3400 MHz | Linie CH |
4800 MHz do 5000 MHz | Linie VLBI, HII, H 2 CO i HCOH |
6,650 MHz do 6 675,2 MHz | CH 3 OH, VLBI |
Od 10,60 GHz do 10,70 GHz | Quasar, linie H 2 CO, Continuum |
14,47 GHz do 14,50 GHz | Quasar, linie H 2 CO, Continuum |
15,35 GHz do 15,40 GHz | Quasar, linie H 2 CO, Continuum |
22,01 GHz do 22,21 GHz | Linia H 2 O przesunięta na czerwono |
22,21 GHz do 22,5 GHz | Linie H 2 O. |
22,81 GHz do 22,86 GHz | NH 3 , HCOOCH 3 linie |
23,07 GHz do 23,12 GHz | Linie NH 3 |
23,6 GHz do 24,0 GHz | Linia NH 3 , Continuum |
Od 31,3 GHz do 31,8 GHz | Kontinuum |
36,43 GHz do 36,5 GHz | Linie HC 3 N, OH |
Od 42,5 GHz do 43,5 GHz | Linia SiO |
Od 47,2 GHz do 50,2 GHz | Linie CS, H 2 CO, CH 3 OH, OCS |
51,4 GHz do 59 GHz | |
76 GHz do 116 GHz | Continuum, linie molekularne |
123 GHz do 158,5 GHz | Linie H 2 CO, DCN, H 2 CO, CS |
164 GHz do 167 GHz | Kontinuum |
168 GHz do 185 GHz | H 2 O, O 3 , wiele linii |
191,8 GHz do 231,5 GHz | Linia CO przy 230,5 GHz |
241 GHz do 275 GHz | Linie C 2 H, HCN, HCO + |
275 GHz do 1000 GHz | Continuum, linie molekularne |