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Radiotelescópio

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O radiotelescópio 64 metros em Parkes Observatory

Um telescópio de rádio é uma forma de direcional de rádio antena utilizada em radioastronomia. Os mesmos tipos de antenas também são utilizadas em rastreio e a recolha de dados a partir de satélites e sondas espaciais. Em sua astronômico papel que diferem de telescópios ópticos em que eles operam na freqüência de rádio parte do espectro eletromagnético onde podem detectar e recolher dados sobre fontes de rádio. Radiotelescópios são geralmente grandes ("prato") antenas parabólicas utilizados isoladamente ou em uma matriz. Rádio observatórios são preferencialmente localizadas longe dos grandes centros de população para evitar interferência eletromagnética (EMI) do rádio, TV , radar , e outros dispositivos que emitem IME. Isto é semelhante ao de localização de telescópios ópticos para evitar poluição luminosa, com a diferença de que os observatórios de rádio são muitas vezes colocados em vales para protegê-los mais longe EMI em oposição a limpar topos de montanha de ar para observatórios óticos.

Radiotelescópios início

Full-size réplica do primeiro telescópio de rádio, de Jansky dipolo matriz agora em os EUA Observatório Nacional de Radioastronomia

A primeira antena de rádio usada para identificar uma fonte de rádio astronômica foi construído por um Karl Guthe Jansky, um engenheiro com Bell Telephone Laboratories, em 1931. Jansky foi atribuído o trabalho de identificação de fontes de estática que possa interferir com serviço de telefone de rádio. Antena de jansky era uma matriz de dipolos e reflectores concebido para receber sinais de rádio de ondas curtas em um freqüência de 20,5 MHz (comprimento de onda cerca de 14,6 metros). Ele foi montado em uma plataforma giratória que lhe permitiu rodar em qualquer direção, ganhando o nome de "merry-go-round de Jansky". Ele tinha um diâmetro de cerca de 100 pés (30 m). e ficou 20 pés (6 m). de altura. Ao girar a antena em um conjunto de quatro Ford Pneus Modelo-T, a direção da fonte de rádio interferência recebida (estático) podem ser identificados. Uma vertente pequena para o lado da antena alojada uma sistema de gravação de papel e caneta analógico. Depois de gravar sinais provenientes de todas as direções por vários meses, Jansky eventualmente categorizados-los em três tipos de estática: tempestades, temporais nas proximidades distantes, e um assobio constante fracos de origem desconhecida. Jansky finalmente determinado que o "assobio fraco" repetida em um ciclo de 23 horas e 56 minutos. Este período é o comprimento de uma astronomia dia sideral, o tempo que leva qualquer objecto "fixo", localizado no esfera celeste de voltar para o mesmo local no céu. Assim Jansky suspeitava que o silvo originado muito além da atmosfera da Terra, e comparando suas observações com mapas ópticos astronômicos, Jansky concluiu que a radiação vinha da galáxia da Via Láctea e foi mais forte na direção do centro da galáxia, no constelação de Sagitário.

Primeiro telescópio de rádio "prato" de Reber - Wheaton, IL 1937

Um operador de rádio amador, Grote Reber, foi um dos pioneiros do que ficou conhecido como radioastronomia quando ele construiu o primeiro telescópio parabólico rádio "prato" (9 metros (30 pés) de diâmetro) em seu quintal em Illinois em 1937. Ele foi fundamental na repetição trabalho pioneiro, mas um pouco simples de Karl Jansky Guthe em freqüências mais altas, e ele passou a realizar o primeiro levantamento do céu em muito altas frequências de rádio. O rápido desenvolvimento de tecnologia de radar durante a Segunda Guerra Mundial foi facilmente traduzido em tecnologia radioastronomia depois da guerra, e no campo da astronomia de rádio começou a florescer.

Tipos

Uma antena cilíndrica parabolóide.

A gama de frequências na espectro eletromagnético que compõe o espectro radioeléctrico é muito grande. Isto significa que os tipos de antenas, que são usados como radiotelescopios variar amplamente no desenho, tamanho e configuração. No comprimento de onda de 30 metros a 3 metros (10 MHz - 100 MHz), eles são, em geral, quer arranjos de antenas direcionais semelhantes a "antenas de TV" ou grandes refletores estacionárias com pontos focais móveis. Uma vez que os comprimentos de onda a ser observada com estes tipos de antenas são tanto tempo, as superfícies reflectoras "" pode ser construído a partir de fios grosseiros malha, tais como arame. Em comprimentos de onda mais curtos "prato" radiotelescópios estilo predominam. O resolução angular de uma antena de estilo prato é determinada pelo diâmetro do prato expressa como um número de comprimentos de onda da radiação electromagnética a ser observadas. Esta dita o tamanho prato de um telescópio de rádio precisa de uma resolução útil. Telescópios de rádio que operam em comprimentos de onda de 3 metros para 30 cm (100 MHz a 1 GHz) são geralmente bem mais de 100 metros de diâmetro. Telescópios trabalham em comprimentos de onda mais curtos do que 30 cm (acima de 1 GHz) variam em tamanho 3-90 metros de diâmetro.

Lote de transmitância atmosférica da Terra (ou opacidade) a vários comprimentos de onda da radiação eletromagnética.

Frequências

A crescente utilização de frequências de rádio para a comunicação faz observações astronômicas mais e mais difícil ( espectro aberto necessidades # Radioastronomia). As negociações para defender o atribuição de frequências para partes do espectro mais úteis para observar o Universo são coordenados no Comité Científico da Atribuição de Frequências de Rádio Astronomia e Ciência Espacial.

Algumas das faixas de frequências mais notáveis usados por telescópios de rádio incluem:

  • cada frequência: no United States National Radio Zona tranquila
  • Canal 37: 608-614 MHz
  • o " linha de hidrogênio ", também conhecido como a" linha de 21 centímetros ": 1.420,40575177 MHz, é usada por muitos telescópios de rádio, incluindo The Big Ear em sua descoberta do Uau! sinal
  • 1.406 MHz e 430 MHz
  • o charco: 1.420 a 1.666 MHz
  • o Observatório de Arecibo tem vários receptores que em conjunto cobrem toda a gama de 1-10 GHz
  • o Wilkinson Microwave Anisotropy Probe mapeou a radiação cósmica de fundo em 5 bandas de frequência diferentes, centrada em 23 GHz, 33 GHz, 41 GHS, 61 GHz, 94 GHz e.

Pratos grandes

Maior radiotelescópio único de abertura do World at Observatório de Arecibo, em Porto Rico

O maior telescópio-cheia de abertura do mundo (ou seja, um prato cheio) é a Radiotelescópio de Arecibo, localizado em Arecibo, Porto Rico, cujo 305 m (1.001 pés) prato é fixo no chão. O feixe de antena é orientável (por meio de um receptor móvel) dentro de cerca de 20 ° da zênite. É também o maior do mundo radar planetário. O maior radiotelescópio individual de qualquer tipo é o RATAN-600 localizado perto Nizhny Arkhyz, Rússia , que consiste de um círculo 576 metros de reflectores de rádio rectangulares, cada um dos quais pode ser apontado para um receptor cónico central.

O maior radiotelescópio único prato na Europa é a antena diâmetro de 100 metros em Effelsberg, Alemanha, que também foi o maior telescópio totalmente dirigível do mundo por 30 anos, até a um pouco maior Telescópio Green Bank foi inaugurado em West Virginia , Estados Unidos, em 2000. O terceiro maior telescópio de rádio totalmente dirigível é a 76 metros Telescópio Lovell no Jodrell Bank, em Observatory Cheshire, Inglaterra. Os quarto maiores telescópios de rádio totalmente dirigíveis são seis pratos de 70 metros: três russos RT-70, e três no Rede Goldstone.

Um tamanho típico da antena única de um telescópio de rádio é de 25 metros. Dezenas de radiotelescópios com tamanhos comparáveis são operados em observatórios de rádio em todo o mundo.

China começou oficialmente a construção do maior radiotelescópio único de abertura do mundo em 2009, o R?PIDO. O rápido, com uma área prato tão grande como 30 campos de futebol, vai ficar em uma região de depressões típicas Karst em Guizhou, e será concluída até 2013.

Rádio interferometria

O Very Large Array, um arranjo interferométrico formado a partir de muitos telescópios menores, como muitos telescópios de rádio maiores.

Um dos desenvolvimentos mais notáveis veio em 1946, com a introdução da técnica chamada interferometria astronómica. Interferômetros de rádio astronômicos geralmente consistem tanto de matrizes de antenas parabólicas (por exemplo, o Uma milha telescópio), matrizes de antenas unidimensionais (por exemplo, a Observatório Molonglo Telescope Síntese) ou matrizes bidimensionais de omni-direcional dipolos (por exemplo, Tony Hewish de Pulsar Array). Todos os telescópios na matriz são amplamente separados e normalmente são conectados usando cabo coaxial, guia de ondas, de fibra óptica ou outro tipo de linha de transmissão. Recentes avanços na estabilidade de osciladores electrónicos também permitem agora interferometria para ser levada a cabo por gravação independentes dos sinais para as várias antenas, e depois correlacionando as gravações em algum instalação de processamento central. Este processo é conhecido como Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Interferometria faz aumentar o sinal total coletado, mas o seu objectivo principal é aumentar consideravelmente a resolução através de um processo chamado Síntese Aperture. Esta técnica funciona através da superposição ( interferindo) o sinal de ondas de diferentes telescópios no princípio de que ondas que coincidem com a mesma fase acrescentará um ao outro, enquanto duas ondas que têm fases opostas vai se anulam mutuamente. Isto cria um telescópio combinado que é equivalente em resolução (embora não em sensibilidade) a uma única antena, cujo diâmetro é igual ao espaçamento das antenas mais afastadas na matriz.

Uma imagem de alta qualidade requer um grande número de diferentes separações entre telescópios. Projectada separação entre quaisquer dois telescópios, como pode ser visto a partir da fonte de rádio, é chamado de linha de base. Por exemplo, a Very Large Array (VLA) perto Socorro, Novo México tem 27 telescópios com 351 linhas de base independentes de uma só vez, que alcança uma resolução de 0,2 segundos de arco a 3 cm comprimentos de onda. Martin Ryle de grupo em Cambridge obteve Prêmio Nobel de interferometria e síntese de abertura. O Espelho interferômetro de Lloyd também foi desenvolvido de forma independente em 1946 por Grupo de Joseph Pawsey no Universidade de Sydney. No início de 1950 o Cambridge Interferometer mapearam o céu de rádio para produzir o famoso 2C e 3C pesquisas de fontes de rádio. Uma disposição do telescópio de rádio conectado fisicamente grande é o Radiotelescópio Metrewave gigante, localizado em Pune, ?ndia . O maior array, LOFAR (a "matriz de baixa frequência"), está sendo construído na Europa Ocidental, que consiste em cerca de 20 000 pequenas antenas em 48 estações distribuídas por uma área de várias centenas de quilômetros de diâmetro, e opera entre 1,25 e 30 m de comprimentos de onda. Sistemas de VLBI usando o processamento pós-observação foram construídas com antenas milhares de milhas de distância. Interferómetros de rádio também têm sido utilizados para obter imagens detalhadas dos anisotropias e a polarização do fundo cósmica de microondas , como o CBI interferômetro em 2004.

Maiores telescópios fisicamente conectada do mundo, o SKA ( Square Kilometre Array), está prevista para entrar em operação em 2024.

Observações astronómicas

RT-70 de radar planetário

Muitos objetos astronômicos não só são observadas em luz visível, mas também emitem radiação em comprimentos de onda de rádio . Além de observar objectos energéticos, tais como pulsares e quasares, os telescópios de rádio são capazes de "imagem" a maioria dos objetos astronômicos tais como galáxias , nebulosas, e até mesmo as emissões de rádio de planetas .

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