Radio telescopio
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Un telescopio de radio es una forma de direccional de radio antena utilizada en radioastronom??a. Los mismos tipos de antenas tambi??n se utilizan en el seguimiento y la recopilaci??n de datos de sat??lites y sondas espaciales. En su astron??mica papel que difieren de los telescopios ??pticos en que ellos operan en la frecuencia de radio de la porci??n espectro electromagn??tico en el que puedan detectar y recopilar datos sobre fuentes de radio. Los radiotelescopios son t??picamente grandes ("plato") antenas parab??licas usar solos o en una matriz. Radio observatorios est??n preferentemente situados lejos de los principales centros de poblaci??n para evitar la interferencia electromagn??tica (EMI) de radio, televisi??n , radar , y otros dispositivos que emitan EMI. Esto es similar a la localizaci??n de los telescopios ??pticos para evitar la contaminaci??n lum??nica, con la diferencia de que los observatorios de radio se colocan a menudo en los valles para proteger a??n m??s de EMI en lugar de despejar cimas de las monta??as de aire para los observatorios ??pticos.
Radiotelescopios primeros
La primera antena de radio se utiliza para identificar una fuente de radio astron??mico fue construido por uno Karl Jansky Guthe, ingeniero Bell Telephone Laboratories, en 1931. Jansky se le asign?? la tarea de identificar las fuentes de est??tica que podr??a interferir con servicio telef??nico radio. Antena de Jansky fue una serie de dipolos y reflectores dise??ados para recibir se??ales de radio de onda corta en un frecuencia de 20,5 MHz (longitud de onda de alrededor de 14,6 metros). Fue montado en una plataforma giratoria que le permit??a girar en cualquier direcci??n, gan??ndose el nombre de "merry-go-round de Jansky". Ten??a un di??metro de aproximadamente 100 pies (30 m). y se puso 20 pies (6 m). de altura. Mediante la rotaci??n de la antena en un conjunto de cuatro Ford Neum??ticos Modelo-T, la direcci??n de la fuente de radio de interferencia recibida (est??tica) podr??a establecer claramente. Un peque??o cobertizo para el lado de la antena albergaba una sistema de grabaci??n de l??piz y papel an??logo. Despu??s de grabar las se??ales de todas las direcciones durante varios meses, Jansky finalmente los clasifica en tres tipos de est??tica: tormentas cercanas, tempestades de truenos lejanos, y un silbido constante d??biles de origen desconocido. Jansky finalmente determin?? que el "d??bil siseo" repite en un ciclo de 23 horas y 56 minutos. Este per??odo es la longitud de un astron??mico d??a sideral, el tiempo que toma cualquier objeto "fijo" que se encuentra en la esfera celeste para volver al mismo lugar en el cielo. As?? Jansky sospecha que el silbido se origin?? mucho m??s all?? de la atm??sfera de la Tierra, y al comparar sus observaciones con mapas astron??micos ??pticos, Jansky lleg?? a la conclusi??n de que la radiaci??n ven??a de la V??a L??ctea y fue m??s fuerte en la direcci??n del centro de la galaxia, en la constelaci??n de Sagitario.
Un operador de radio aficionado, Grote Reber, fue uno de los pioneros de lo que se hizo conocido como radioastronom??a cuando construy?? la primera parab??lica "plato" radiotelescopio (9 metros (30 pies) de di??metro) en su patio trasero en Illinois en 1937. Jug?? un papel decisivo en la repetici??n de un trabajo pionero, pero algo simple de Karl Jansky Guthe a frecuencias m??s altas, y pas?? a realizar el primer estudio del cielo en muy altas frecuencias de radio. El r??pido desarrollo de la tecnolog??a de radar durante la Segunda Guerra Mundial fue traducido f??cilmente en tecnolog??a radioastronom??a despu??s de la guerra, y el campo de la astronom??a de radio comenz?? a florecer.
Tipos
La gama de frecuencias en el espectro electromagn??tico que conforma el espectro de radio es muy grande. Esto significa que los tipos de antenas que se utilizan como telescopios de radio var??an ampliamente en el dise??o, tama??o y configuraci??n. En longitudes de onda de 30 metros a 3 metros (10 MHz - 100 MHz), por lo general son o bien arrays de antenas direccionales similares a "antenas de TV" o grandes reflectores estacionarios con puntos focales m??viles. Dado que las longitudes de onda que se observaron con estos tipos de antenas son tan largas, las superficies "reflector" pueden ser construidos a partir de alambre grueso de malla tales como alambre de gallinero. En longitudes de onda m??s cortas "plato" radiotelescopios estilo predominan. La resoluci??n angular de una antena de estilo de plato est?? determinado por el di??metro del plato expresado como un n??mero de longitudes de onda de la radiaci??n electromagn??tica que se observa. Esto determina el tama??o del plato un radiotelescopio necesita de Resoluci??n ??til. Los radiotelescopios que operan a longitudes de onda de 3 metros a 30 cm (100 MHz a 1 GHz) son por lo general m??s de 100 metros de di??metro. Los telescopios de trabajo en longitudes de onda m??s corta que 30 cm (por encima de 1 GHz) var??an en tama??o desde 3 hasta 90 metros de di??metro.
Frecuencias
El creciente uso de frecuencias de radio para la comunicaci??n hace que las observaciones astron??micas m??s y m??s dif??cil ( espectro abierto necesidades # Radio astronom??a). Las negociaciones para defender la asignaci??n de frecuencias para las partes del espectro m??s ??tiles para observar el Universo se coordinan en el Comit?? Cient??fico de Atribuci??n de Frecuencias a la Radioastronom??a y la Ciencia Espacial.
Algunas de las bandas de frecuencia m??s notables utilizados por los radiotelescopios son:
- cada frecuencia: en el Radio Nacional de los Estados Unidos Zona Tranquila
- Canal 37: 608-614 MHz
- la " l??nea de hidr??geno ", tambi??n conocido como la" l??nea de 21 cent??metros ": 1.420,40575177 MHz, es utilizada por muchos radiotelescopios incluidos El Big Ear en su descubrimiento de la Guauu! se??al
- 1406 MHz y 430 MHz
- la waterhole: 1.420 a 1.666 MHz
- la Observatorio de Arecibo tiene varias receptores que en conjunto abarcan todo el rango de 1 a 10 GHz
- la WMAP asigna la radiaci??n c??smica de fondo de microondas en 5 bandas de frecuencia diferentes, centrada en 23 GHz, 33 GHz, 41 SGA, 61 GHz y 94 GHz.
Grandes platos
Mayor telescopio lleno de apertura del mundo (es decir, un plato completo) es el Radiotelescopio de Arecibo se encuentra en Arecibo, Puerto Rico, cuyos 305 m (1.001 pies) de plato se fija en el suelo. El haz de la antena es orientable (por medio de un receptor m??vil) dentro de aproximadamente 20 ?? de la cenit. Tambi??n es la mayor del mundo radar planetario. El radiotelescopio m??s grande individual de cualquier tipo es el RATAN-600 situado cerca Nizhny Arkhyz, Rusia , que consiste en un c??rculo de 576 metros de radio de reflectores rectangulares, cada uno de los cuales puede ser dirigido hacia un receptor central c??nico.
El mayor radiotelescopio de par??bola ??nica en Europa es el di??metro de la antena de 100 metros en Effelsberg, Alemania, que tambi??n fue el mayor telescopio totalmente dirigible del mundo durante 30 a??os, hasta el ligeramente m??s grande Telescopio de Green Bank fue inaugurado en West Virginia , Estados Unidos, en 2000. La tercera mayor radiotelescopio dirigible totalmente es de 76 metros Telescopio Lovell en Observatorio Jodrell Bank en Cheshire, Inglaterra. El cuarto mayor radiotelescopios totalmente orientables son seis platos de 70 metros: tres rusos RT-70, y tres en el Red Goldstone.
Un tama??o t??pico de la ??nica antena de un radiotelescopio de 25 metros. Decenas de radiotelescopios con tama??os comparables son operados en los observatorios de radio de todo el mundo.
China, comenz?? oficialmente la construcci??n de la radio m??s grande telescopio de apertura ??nico del mundo en 2009, el R??PIDO. El R??PIDO, con una superficie plato tan grande como 30 campos de f??tbol, se interpondr?? en una regi??n de depresiones t??picas Karst en Guizhou, y estar?? terminado en 2013.
Radiointerferometr??a
Uno de los avances m??s notables se produjo en 1946 con la introducci??n de la t??cnica llamada interferometr??a astron??mica. Interfer??metros de radio astron??micas suelen consistir en cualquiera de los arrays de discos parab??licos (por ejemplo, la Uno-Milla Telescope), arrays de antenas de una sola dimensi??n (por ejemplo, la Observatorio Molonglo S??ntesis Telescope) o matrices bidimensionales de omni-direccional dipolos (por ejemplo, De Tony Hewish de Pulsar Array). Todos los telescopios de la matriz est??n muy separadas y por lo general se conectan utilizando cable coaxial, gu??a de ondas, fibra ??ptica , u otro tipo de l??nea de transmisi??n. Los recientes avances en la estabilidad de los osciladores electr??nicos tambi??n permiten ahora la interferometr??a se lleve a cabo mediante el registro independiente de las se??ales en las distintas antenas, y luego correlacionar las grabaciones en alg??n instalaci??n de procesamiento central. Este proceso se conoce como Muy Larga interferometr??a de base (VLBI). Interferometr??a hace aumentar la se??al total recaudado, pero su objetivo principal es aumentar enormemente la resoluci??n a trav??s de un proceso llamado S??ntesis de apertura. Esta t??cnica funciona mediante la superposici??n ( interfiriendo) la se??al ondas de las diferentes telescopios en el principio de que las ondas que coinciden con el mismo fase a??adir?? el uno al otro mientras que dos ondas que tienen fases opuestas se anulan entre s??. Esto crea un telescopio combinada que es equivalente en la resoluci??n (aunque no en la sensibilidad) a una sola antena cuyo di??metro es igual a la separaci??n de las antenas m??s alejadas de la matriz.
Una imagen de alta calidad requiere un gran n??mero de diferentes separaciones entre los telescopios. Separaci??n proyectada entre dos telescopios, como se ve desde la fuente de radio, se llama una l??nea de base. Por ejemplo, el Very Large Array (VLA) cerca Socorro, Nuevo M??xico cuenta con 27 telescopios con 351 l??neas de base independientes a la vez, que alcanza una resoluci??n de 0,2 segundos de arco a los 3 cm longitudes de onda. Martin Ryle grupo en Cambridge obtuvo una Premio Nobel de la interferometr??a y s??ntesis de la abertura. La Espejo interfer??metro de Lloyd tambi??n se desarroll?? independientemente en 1946 por Grupo de Jos?? Pawsey en el Universidad de Sydney. A principios de la d??cada de 1950 la Cambridge Interfer??metro asigna el cielo de radio para producir el famoso 2C y Encuestas 3C de fuentes de radio. Un gran conjunto de telescopios de radio conectado f??sicamente es el Gigante Metrewave Radiotelescopio, ubicada en Pune, India . La mayor variedad, LOFAR (la "matriz de frecuencia baja"), se est?? construyendo actualmente en Europa occidental, que consta de unas 20 000 peque??as antenas en 48 estaciones distribuidas a lo largo de un ??rea de varios cientos de kil??metros de di??metro, y opera entre 1,25 y 30 m longitudes de onda. Sistemas VLBI utilizando el procesamiento posterior a la observaci??n se han construido con antenas miles de kil??metros de distancia. Interfer??metros de radio tambi??n se han utilizado para obtener im??genes detalladas de las anisotrop??as y la polarizaci??n de la c??smica de fondo de microondas , como el CBI interfer??metro en 2004.
Telescopios conectados f??sicamente m??s grande del mundo, el SKA ( Kil??metro Cuadrado Array), est?? previsto iniciar operaciones en el 2024.
Observaci??n astron??mica
Muchos objetos astron??micos no son s??lo observables en luz visible sino tambi??n emiten radiaci??n en longitudes de onda de radio . Adem??s de la observaci??n de objetos energ??ticos como p??lsares y cu??sares, los radiotelescopios son capaces de "imagen" la mayor??a de los objetos astron??micos, tales como galaxias , nebulosas, e incluso las emisiones de radio de los planetas .
