Войти
Очень большая матрица, радио интерферометр в Нью-Мексико, США Радиоастрономия - это подраздел астрономии, изучающий небесные объекты на радиочастоте. Первое обнаружение радиоволн от астрономического объекта было в 1932 году, когда Карл Янский в Bell Telephone Laboratories заметил излучение, исходящее из Млечного Пути. Последующие наблюдения выявили ряд различных источников радиоизлучения. К ним относятся звезды и галактики, а также совершенно новые классы объектов, такие как радиогалактики, квазары, пульсары. и мазеры. Открытие космического микроволнового фонового излучения, которое рассматривается как доказательство теории Большого взрыва, было сделано с помощью радиоастрономии.
Радиоастрономия проводится с использованием больших радиоантенн, называемых радиотелескопами, которые используются либо по отдельности, либо с несколькими связанными телескопами с использованием методов радиоинтерферометрия и синтез апертуры. Использование интерферометрии позволяет радиоастрономии достигать высокого углового разрешения, поскольку разрешающая способность интерферометра определяется расстоянием между его компонентами, а не размером его компонентов.
Диаграмма, на которой Джоселин Белл Бернелл впервые узнала свидетельство пульсара в 1967 г. (выставлено в Библиотеке Кембриджского университета )До того, как Янски наблюдал Млечный Путь в 1930-х годах, физики предполагали, что радиоволны можно было наблюдать из астрономических источников. В 1860-х годах, уравнения Джеймса Клерка Максвелла показали, что электромагнитное излучение связано с электричеством и магнетизмом, и может существовать на любой длине волны. Было предпринято несколько попыток обнаружить радиоизлучение Солнца, включая эксперимент немецких астрофизиков Йоханнеса Вильсинга и Юлиуса С. Cheiner в 1896 году и прибор с сантиметровым излучением, созданный Оливером Лоджем между 1897 и 1900 годами. Эти попытки не смогли обнаружить какое-либо излучение из-за технических ограничений инструментов. Открытие радиоотражающего ионосферы в 1902 году привело физиков к выводу, что этот слой будет отражать любые астрономические радиопередачи обратно в космос, делая их необнаруживаемыми.
Карл Янский сделал открытие первый астрономический радиоисточник по счастливой случайности в начале 1930-х годов. Будучи инженером в Bell Telephone Laboratories, он исследовал статические помехи, которые мешали коротковолновой трансатлантической передаче голоса. Используя большую направленную антенну , Янски заметил, что его аналоговая система записи на бумаге продолжала записывать повторяющийся сигнал неизвестного происхождения. Поскольку пик сигнала достигал примерно каждые 24 часа, Янски первоначально подозревал, что источником помех было Солнце, пересекающее поле зрения его направленной антенны. Продолжающийся анализ показал, что источник не следовал точно 24-часовому дневному циклу Солнца, а вместо этого повторял цикл из 23 часов 56 минут. Янски обсудил загадочные явления со своим другом, астрофизиком и учителем Альбертом Мелвином Скеллеттом, который указал, что время между пиками сигнала было точной длиной звездных суток ; время, за которое «неподвижные» астрономические объекты, такие как звезда, проходят перед антенной каждый раз, когда Земля вращается. Сравнивая свои наблюдения с оптическими астрономическими картами, Янски в конце концов пришел к выводу, что источник излучения достиг пика, когда его антенна была нацелена на самую плотную часть Млечного Пути в созвездии в Стрельце.. Он пришел к выводу, что, поскольку Солнце (и, следовательно, другие звезды) не являлись крупными источниками радиошума, странные радиопомехи могут создаваться межзвездным газом и пылью в галактике. (Пиковый радиоисточник Янски, один из самых ярких в небе, был обозначен Стрелец A в 1950-х годах и, вместо того, чтобы быть галактическим «газом и пылью», позже была выдвинута гипотеза, что он излучается электронами в сильном магнитном поле. В настоящее время считается, что это ионы, вращающиеся вокруг массивной черной дыры в центре галактики в точке, которая теперь обозначена как Стрелец A *. Звездочка указывает, что частицы в Стрельце А ионизированы.) Янски объявил о своем открытии в 1933 году. Он хотел исследовать радиоволны от Млечного Пути более подробно, но Bell Labs переназначила его для другого проекта, поэтому он больше не работал в области астрономии. Его новаторские усилия в области радиоастрономии были отмечены тем, что в его честь была названа основная единица плотности потока, jansky (Ян).
Гроте Ребер был вдохновлен работами Янского и построил параболический радиотелескоп диаметром 9 м на своем заднем дворе в 1937 году. Он начал с повторения наблюдений Янского, а затем провел первый обзор неба в радиочастотах. 27 февраля 1942 года Джеймс Стэнли Хей, исследователь британской армии, впервые обнаружил радиоволны, излучаемые Солнцем. Позже в том же году Джордж Кларк Саутворт в Bell Labs, как и Янски, также обнаружил радиоволны от Солнца. Оба исследователя были связаны с радиолокационной системой безопасности во время войны, поэтому Ребер, который не был таковым, первым опубликовал свои выводы 1944 года. Несколько других людей независимо друг от друга открыли солнечные радиоволны, в том числе в Дании и Элизабет Александер, работая на острове Норфолк.
Роберт С. Берд Телескоп Грин-Бэнк (GBT) в Западной Вирджинии, США - крупнейший в мире полностью управляемый радиотелескоп. В Кембриджском университете, где ионосферные исследования проводились во время Второй мировой войны., JA Рэтклифф вместе с другими членами Telecommunications Research Establishment, проводившими военное время исследования радара, создал группу радиофизиков в университете, где наблюдались радиоволновые излучения Солнца. и учился.
Это раннее исследование вскоре переросло в наблюдение других небесных радиоисточников, и были впервые применены методы интерферометрии для выделения углового источника обнаруженного излучения. Мартин Райл и Энтони Хьюиш из Кавендишской астрофизической группы разработали метод синтеза апертуры вращения Земли . Группа радиоастрономов в Кембридже в 1950-х годах основала Радиоастрономическую обсерваторию Малларда недалеко от Кембриджа. В конце 1960-х - начале 1970-х годов, когда компьютеры (такие как Titan ) стали способны обрабатывать требуемые требуемые вычислительно-интенсивные операции преобразования преобразования Фурье, они использовали синтез апертуры, чтобы создать «одно- Миля », а позже - эффективная апертура 5 км с использованием телескопов One-Mile и Ryle соответственно. Они использовали Кембриджский интерферометр, чтобы составить карту радионеба, создав Второй (2C) и Третий (3C) Кембриджские каталоги радиоисточников.
Первые 7-метровые ESO / NAOJ / NRAO ALMA Антенна. Радиоастрономы используют различные методы для наблюдения за объектами в радиочастотном спектре. Инструменты можно просто направить на мощный радиоисточник для анализа его излучения. Чтобы «отобразить» область неба более подробно, можно записать несколько перекрывающихся сканирований и объединить их в мозаичное изображение . Тип используемого инструмента зависит от силы сигнала и количества необходимых деталей.
Наблюдения с поверхности Земли ограничены длинами волн, которые могут проходить через атмосферу. На низких частотах или длинных волнах передача ограничена ионосферой, которая отражает волны с частотами, меньшими, чем его характерная плазменная частота. Вода пар мешает радиоастрономии на более высоких частотах, что привело к созданию радиообсерваторий, которые проводят наблюдения на длинах волн миллиметров на очень высоких и сухих участках, чтобы для минимизации содержания водяного пара в зоне прямой видимости. Наконец, передающие устройства на земле могут вызывать радиопомехи. Из-за этого многие радиообсерватории строятся в отдаленных местах.
оптическое изображение галактики M87 (HST ), радиоизображение той же галактики с использованием Интерферометрия (Very Large Array - VLA ) и изображение центральной секции (VLBA ) с использованием очень длинного массива базовых линий (Global VLBI) состоящий из антенн в США, Германии, Италии, Финляндии, Швеции и Испании. Предполагается, что струя частиц питается от черной дыры в центре галактики. Радиотелескопы могут быть очень большими, чтобы принимать сигналы с низким уровнем . - коэффициент шума. Кроме того, поскольку угловое разрешение является функцией диаметра «объектива » пропорционально длине волны наблюдаемого электромагнитного излучения, радиотелескопы должны быть намного больше по сравнению с их оптическими аналогами . Например, оптический телескоп диаметром 1 метр в два миллиона раз больше, чем длина волны наблюдаемого света, что дает ему разрешение примерно 0,3 угловых секунд, в то время как радиотелескоп «тарелка» во много раз больше этого размера может: в зависимости от наблюдаемой длины волны можно разрешить только объект размером с полную луну (30 угловых минут).
Трудность в достижении высоких разрешений с помощью одиночных радиотелескопов привела к радио интерферометрии, разработанной британским радиоастрономом Мартином Райлом и австралийцем инженер, радиофизик и радиоастроном Джозеф Лэйд Поузи и Руби Пейн-Скотт в 1946 году. Удивительно, но первое использование радиоинтерферометра для астрономических наблюдений было выполнено Пейн-Скоттом, Pawsey и 26 января 1946 г. с использованием ОДНОЙ преобразованной радиолокационной антенны (бортовая решетка) на 200 МГц около Сиднея, Австралия. Эта группа использовала принцип интерферометра с морской скалой, в котором антенна (бывшая радаром времен Второй мировой войны) наблюдала солнце на восходе солнца с помехами, возникающими из-за прямого излучения солнца и отраженного излучения моря. При этой базовой линии почти 200 метров авторы определили, что солнечное излучение во время фазы всплеска было намного меньше солнечного диска и исходило из области, связанной с большой группой солнечных пятен . Австралийская группа изложила принципы синтеза апертуры в новаторской статье, опубликованной в 1947 году. Использование морского утеса интерферометра было продемонстрировано многочисленными группами в Австралии, Иране. и Великобритания во время Второй мировой войны, которая наблюдала интерференционные полосы (прямое обратное излучение радара и отраженный сигнал от моря) от приближающихся самолетов.
Кембриджская группа Райла и Вонберга впервые наблюдала Солнце на частоте 175 МГц в середине июля 1946 года с помощью интерферометра Майкельсона, состоящего из двух радиоантенн с разнесением от нескольких десятков метров до 240 метров. Они показали, что радиоизлучение было меньше, чем 10 угловых минут, а также обнаружили круговую поляризацию во всплесках типа I. Две другие группы также обнаружили круговую поляризацию примерно в то же время (Дэвид Мартин в Австралии и Эдвард Эпплтон с Джеймсом Стэнли Хей в Великобритании).
Современные радиоинтерферометры состоят из широко разнесенных радиотелескопов, наблюдающих один и тот же объект, которые соединены между собой с помощью коаксиального кабеля, волновода, оптическое волокно или другой тип линии передачи. Это не только увеличивает общий собираемый сигнал, но также может использоваться в процессе, называемом синтезом апертуры, для значительного увеличения разрешения. Этот метод работает путем наложения («интерферирующих ») сигналов волн от разных телескопов по принципу, что волны, совпадающие с одной и той же фазой будут складываться друг с другом, в то время как две волны, имеющие противоположные фазы, будут гасить друг друга. Это создает комбинированный телескоп, размер которого соответствует размеру наиболее удаленных друг от друга антенн в решетке. Для получения высококачественного изображения требуется большое количество различных расстояний между разными телескопами (проецируемое расстояние между любыми двумя телескопами, если смотреть со стороны радиоисточника, называется «базовой линией») - требуется как можно больше различных базовых линий чтобы получить изображение хорошего качества. Например, Very Large Array имеет 27 телескопов, дающих одновременно 351 независимую базовую линию.
Радиотелескоп Mount Pleasant - самая южная антенна, используемая в сети VLBI в Австралии. Начиная с 1970-х годов, радиотелескоп улучшился по стабильности. приемники позволили объединить телескопы со всего мира (и даже на околоземную орбиту) для выполнения интерферометрии со сверхдлинной базой. Вместо того чтобы физически соединять антенны, данные, полученные на каждой антенне, сопоставляются с информацией о синхронизации, обычно от локальных атомных часов, а затем сохраняются для последующего анализа на магнитной ленте или жестком диске. В это более позднее время данные коррелируются с данными от других антенн, записанными аналогичным образом, для получения результирующего изображения. Используя этот метод, можно синтезировать антенну размером с Землю. Большие расстояния между телескопами позволяют достигать очень высоких угловых разрешений, гораздо более высоких, чем в любой другой области астрономии. На самых высоких частотах возможны синтезированные лучи менее 1 миллисекунды.
Наиболее известными массивами РСДБ, действующими сегодня, являются Массив очень длинной базовой линии (с телескопами, расположенными по всей Северной Америке) и Европейская сеть РСДБ (телескопы в Европе, Китай, ЮАР и Пуэрто-Рико). Каждый массив обычно работает отдельно, но отдельные проекты наблюдаются вместе, что увеличивает чувствительность. Это называется глобальным РСДБ. Существуют также сети VLBI, действующие в Австралии и Новой Зеландии, которые называются LBA (Long Baseline Array), и массивы в Японии, Китае и Южной Корее, которые проводят совместное наблюдение, образуя Восточно-Азиатскую сеть VLBI (EAVN).
С момента своего создания запись данных на жесткий носитель была единственным способом собрать вместе данные, записанные на каждом телескопе, для последующей корреляции. Однако доступность сегодня во всем мире сетей с высокой пропускной способностью позволяет выполнять VLBI в реальном времени. Этот метод (называемый e-VLBI) был впервые применен в Японии, а совсем недавно принят в Австралии и в Европе EVN (European VLBI Network), который выполняет все большее количество научных проектов e-VLBI в год.
Радиоизображение центральной области галактики Млечный Путь. Стрелка указывает на остаток сверхновой, который является местонахождением недавно открытого кратковременного взрывающегося низкочастотного радиоисточника GCRT J1745-3009.Радиоастрономия привела к значительному увеличению астрономических знаний, особенно с открытием нескольких классов новых объектов, в том числе пульсаров, квазаров и радиогалактик. Это потому, что радиоастрономия позволяет нам видеть вещи, которые не обнаруживаются в оптической астрономии. Такие объекты представляют собой одни из самых экстремальных и энергичных физических процессов во Вселенной.
космическое микроволновое фоновое излучение также было впервые обнаружено с помощью радиотелескопов. Однако радиотелескопы также использовались для исследования объектов, расположенных намного ближе к дому, включая наблюдения Солнца и солнечной активности, а также радиолокационное картирование планет.
Другие источники включают:
Антенна 100 м радиотелескопа Effelsberg, Германия 
Антенна 70 м комплекса Goldstone Deep Space Communications, Калифорния 
Антенна 110 м радиотелескопа Грин-Бэнк, США Радиовсплески на Юпитере Радиоастрономическая служба (также: радиоастрономическая служба радиосвязи) согласно статье 1.58 Международного (ITU) Регламента радиосвязи (RR) Союза электросвязи, определяемый как «A служба радиосвязи, предполагающая использование радиоастрономии». Предметом этой службы радиосвязи является прием радиоволн, передаваемых астрономическими или небесными объектами.
Распределение радиочастот обеспечивается в соответствии со Статьей 5 Регламента радиосвязи МСЭ (издание 2012 г.).
Для улучшения гармонизации использования спектра, большинство распределений услуг, предусмотренных в этом документе, были включены в национальные Таблицы распределения и использования частот, за которые отвечает соответствующая национальная администрация. Распределение может быть первичным, вторичным, эксклюзивным и общим.
Согласно соответствующему Району МСЭ полосы частот распределяются (первичные или вторичные) радиоастрономической службе следующим образом.
| Распределение по службам | ||
| Область 1 | Область 2 | Область 3 |
13 360–13 410 кГц ФИКСИРОВАННАЯ.
| ||
| 25 550–25 650 РАДИОАСТРОНОМИЯ | ||
37,5–38,25 МГцФИКСИРОВАННАЯ.
| ||
322–328,6 ФИКСИРОВАННАЯ.
| ||
406.1–410 ФИКСИРОВАННАЯ.
| ||
1 400–1 427 СПУТНИК ИССЛЕДОВАНИЯ ЗЕМЛИ (пассивный).
| ||
| 1 610,6–1 613,8. МОБИЛЬНЫЙ СПУТНИК.
РАДИОАСТРОНОМИЯ . АЭРОНАВИГАЦИЯ.
.. | 1 610,6–1613,8. МОБИЛЬНЫЙ СПУТНИК.
РАДИОАСТРОНОМИЯ . АЭРОНАВИГАЦИЯ.
РАДИОДЕТЕРМИНАЦИЯ-.
| 1 610,6–1 613,8. МОБИЛЬНЫЙ СПУТНИК.
РАДИОАСТРОНОМИЯ . АЭРОНАВИГАЦИЯ.
спутник радиоопределения -.
|
| 10,6–10,68 ГГцРАДИОАСТРОНОМИЯ и другие услуги | ||
| 10.68–10.7 РАДИОАСТРОНОМИЯ и другие услуги | ||
| 14.47–14.5 РАДИОАСТРОНОМИЯ и прочие услуги | ||
| 15.35–15.4 РАДИОАСТРОНОМИЯ и другие услуги | ||
| 22.21–22.5 РАДИОАСТРОНОМИЯ и другие услуги | ||
| 23.6–24 РАДИОАСТРОНОМИЯ и другие услуги | ||
| 31.3–31.5 РАДИОАСТРОНОМИЯ и другие услуги | ||
Радиопортал 
Астрономический портал  | Викискладе есть материалы, связанные с Радиоастрономией. |
