t??lescope Radio
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Un radiot??lescope est une forme de directionnelle la radio antenne utilis?? dans radioastronomie. Les m??mes types d'antennes sont ??galement utilis??s dans le suivi et la collecte de donn??es ?? partir de satellites et les sondes spatiales. Dans leur astronomique r??le qu'ils diff??rent des t??lescopes optiques en ce qu'ils fonctionnent dans la fr??quence radio de la partie spectre ??lectromagn??tique o?? ils peuvent d??tecter et recueillir des donn??es sur sources radio. Les radiot??lescopes sont g??n??ralement volumineux Antenne parabolique ("") antennes utilis??s seuls ou dans un tableau. Radio observatoires sont pr??f??rentiellement situ??s loin des grands centres de population pour ??viter interf??rences ??lectromagn??tiques (EMI) de la radio, la t??l??vision , radar , et d'autres dispositifs ??mettant EMI. Ceci est similaire ?? la localisation des t??lescopes optiques pour ??viter la pollution lumineuse, la diff??rence ??tant que les observatoires de radio sont souvent plac??s dans les vall??es pour les prot??ger plus loin de EMI par opposition ?? effacer sommets de l'air pour les observatoires optiques.
Radiot??lescopes d??but
La premi??re antenne de radio utilis?? pour identifier une source radio astronomique a ??t?? construit par une Karl Jansky, un ing??nieur Bell Telephone Laboratories, en 1931. Jansky a ??t?? assign?? la t??che d'identifier les sources de statique qui pourrait interf??rer avec service de radiot??l??phone. L'antenne de Jansky est un tableau de dip??les et r??flecteurs con??us pour recevoir des signaux radio ?? ondes courtes ?? un fr??quence de 20,5 MHz (longueur d'onde d'environ 14,6 m??tres). Il ??tait mont?? sur un plateau tournant qui lui a permis de tourner dans ne importe quelle direction, ce qui lui vaut le nom de "Merry-go-round de Jansky". Il y avait un diam??tre d'environ 100 pieds (30 m). et se tint 20 pi (6 m). de hauteur. En faisant tourner l'antenne sur un ensemble de quatre Ford Pneus Mod??le-T, la direction de la source radio brouilleur re??u (statique) pourraient ??tre mis en ??vidence. Un petit hangar sur le c??t?? de l'antenne log??e une analogique syst??me d'enregistrement stylo et du papier. Apr??s l'enregistrement de signaux de toutes les directions pendant plusieurs mois, Jansky ??ventuellement les a class??s en trois types de statique: orages ?? proximit??, les orages lointains, et un sifflement faible constante d'origine inconnue. Jansky a finalement d??termin?? que le ??faible sifflement" r??p??t?? sur un cycle de 23 heures et 56 minutes. Cette p??riode est la dur??e d'une astronomique jour sid??ral, le temps qu'il faut tout objet "fixe" situ?? sur la sph??re c??leste pour revenir au m??me endroit dans le ciel. Ainsi Jansky soup??onne que le sifflement provenait bien au-del?? de l'atmosph??re de la Terre, et en comparant ses observations avec des cartes astronomiques optiques, Jansky a conclu que le rayonnement venait de la Voie Lact??e et ??tait la plus forte dans la direction du centre de la galaxie, dans la constellation de Sagittaire.
Un op??rateur de radio amateur, Grote Reber, a ??t?? l'un des pionniers de ce qui est devenu connu sous le nom radioastronomie quand il a construit le premier t??lescope radio "plat" parabolique (9 m??tres (30 pi) de diam??tre) dans son arri??re-cour dans l'Illinois en 1937. Il a contribu?? ?? refaire un travail de pionnier, mais peu simple de Karl Jansky ?? des fr??quences plus ??lev??es, et il a continu?? ?? mener la premi??re enqu??te de ciel ?? tr??s hautes fr??quences radio. Le rapide d??veloppement de la technologie de radar pendant la Seconde Guerre mondiale a ??t?? facilement traduit dans la technologie de radioastronomie apr??s la guerre, et le domaine de la radioastronomie a commenc?? ?? se ??panouir.
Types
La gamme de fr??quences de la spectre ??lectromagn??tique que constitue le spectre radio??lectrique est tr??s grand. Cela signifie que les types d'antennes qui sont utilis??es comme radiot??lescopes varient largement dans la conception, la taille et la configuration. Aux longueurs d'onde de 30 m ?? 3 m (10 MHz - 100 MHz), ils sont g??n??ralement soit antenne r??seaux directifs similaires ?? "antennes de t??l??vision" ou de grands r??flecteurs fixes avec les points focaux mobiles. Etant donn?? que les longueurs d'onde observ??es avec ces types d'antennes sont si longtemps, les surfaces de r??flecteur "" peuvent ??tre construits ?? partir de fil grossier maille telle que grillage. Aux longueurs d'onde plus courtes "plat" radiot??lescopes de style pr??dominent. Le r??solution angulaire d'une antenne de type plat est d??termin??e par le diam??tre de la capsule, exprim??e en nombre de longueurs d'onde du rayonnement ??lectromagn??tique ??tant observ??s. Ce dicte la taille de la parabole d'un radiot??lescope besoin de r??solution utile. Les radiot??lescopes qui fonctionnent ?? des longueurs d'onde de 3 m??tres ?? 30 cm (100 MHz ?? 1 GHz) sont g??n??ralement bien plus de 100 m??tres de diam??tre. T??lescopes travaillant ?? des longueurs d'onde plus courte que 30 cm (au-dessus GHz 1) varient en taille 3-90 m??tres de diam??tre.
Fr??quences
L'utilisation croissante des fr??quences radio pour la communication fait des observations astronomiques de plus en plus difficile ( le spectre ouvert des besoins d'astronomie # Radio). Les n??gociations pour d??fendre la l'attribution des fr??quences pour les parties du spectre les plus utiles pour l'observation de l'Univers sont coordonn??s au sein du Comit?? scientifique sur les attributions de fr??quences pour la radioastronomie et les sciences spatiales.
Certaines des bandes de fr??quences utilis??es par les plus notables t??lescopes radio comprennent:
- chaque fr??quence: dans le United States National Radio Quiet Zone
- Canal 37: 608-614 MHz
- le " raie de l'hydrog??ne ", alias la" ligne 21 centim??tres ": 1420,40575177 MHz, est utilis?? par de nombreux t??lescopes de radio, y compris Le Big Ear dans sa d??couverte de la Hou La La! signal
- 1406 MHz et 430 MHz
- la waterhole: 1420 ?? 1666 MHz
- la Observatoire d'Arecibo a plusieurs r??cepteurs qui, ensemble, couvrent toute la gamme 1-10 GHz
- la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe a cartographi?? le fond diffus cosmologique rayonnement en 5 bandes de fr??quences diff??rentes, centr??e sur 23 GHz, 33 GHz, 41 SGH, 61 GHz et 94 GHz.
Big plats
Plus grand t??lescope rempli d'ouverture au monde (ce est ?? dire, un plat complet) est le Radiot??lescope d'Arecibo situ?? dans Arecibo, ?? Porto Rico, dont les 305 m (1 001 pi) plat est fix?? dans le sol. Le faisceau d'antenne est orientable (au moyen d'un r??cepteur mobile) dans environ 20 ?? de la z??nith. Ce est aussi le plus grand du monde radar plan??taire. Le plus grand radiot??lescope individuelle de toute nature est la RATAN-600 situ?? ?? proximit?? Nizhny Arkhyz, Russie , qui consiste en un cercle 576 m??tres de r??flecteurs rectangulaires de radio, dont chacun peut ??tre dirig?? vers un r??cepteur central conique.
Le plus grand radiot??lescope unique plat en Europe est l'antenne d'un diam??tre de 100 m??tres dans Effelsberg, l'Allemagne, qui ??tait ??galement le plus grand t??lescope enti??rement orientable du monde pendant 30 ans jusqu'?? ce que le l??g??rement plus grand Green Bank Telescope a ??t?? ouvert en Virginie-Occidentale , Etats-Unis, en 2000. Le troisi??me plus grand radiot??lescope orientable pleinement est le 76 m??tres T??lescope Lovell au Observatoire de Jodrell Bank en Cheshire, en Angleterre. La quatri??me plus grande radiot??lescopes enti??rement orientable sont six plats de 70 m??tres: trois russes RT-70, et trois dans la r??seau de Goldstone.
Une taille typique de l'antenne unique d'un radiot??lescope de 25 m??tres. Des dizaines de t??lescopes radio avec des tailles comparables sont exploit??s dans les observatoires de radio du monde entier.
La Chine a officiellement d??marr?? la construction du plus grand radiot??lescope unique d'ouverture du monde en 2009, le FAST. Le FAST, avec une zone de plat aussi grand que 30 champs de football, se tiendront dans une r??gion de d??pressions karstiques typiques dans Guizhou, et sera termin?? d'ici 2013.
interf??rom??trie radio
L'une des ??volutions les plus notables sont venus en 1946 avec l'introduction de la technique dite interf??rom??trie astronomique. Interf??rom??tres radio astronomiques sont constitu??s g??n??ralement soit des tableaux de paraboles (par exemple, le One-Mile Telescope), les tableaux d'antennes ?? une dimension (par exemple, le Observatoire Molonglo t??lescope de synth??se) ou de tableaux ?? deux dimensions de omni-directionnelle dip??les (par exemple, Tony Hewish de Pulsar Array). Tous les t??lescopes dans le tableau sont largement s??par??es et sont g??n??ralement connect??s ?? l'aide c??ble coaxial, guide d'ondes, la fibre optique , ou autre type de ligne de transmission. Les progr??s r??cents dans la stabilit?? des oscillateurs ??lectroniques permettent ??galement maintenant interf??rom??trie ?? ??tre effectu??e par enregistrement ind??pendant des signaux sur les diff??rentes antennes, et ensuite ?? corr??ler les enregistrements plus tard, ?? un ??quipement de traitement central. Ce processus est connu sous le nom Tr??s longue base (VLBI). Interf??rom??trie fait augmenter le signal total per??u, mais son objectif principal est d'augmenter consid??rablement la r??solution par un processus appel?? Synth??se d'ouverture. Cette technique fonctionne en superposition ( interf??rant), le signal des ondes de diff??rentes t??lescopes sur le principe que les ondes qui co??ncident avec la m??me phase ajouter ?? l'autre tandis que deux vagues qui ont des phases oppos??es se annulent les uns les autres. Cela cr??e un t??lescope combin?? qui est ??quivalente ?? la r??solution (mais pas de la sensibilit??) ?? une antenne unique dont le diam??tre est ??gal ?? l'espacement des antennes les plus ??loign??s dans le tableau.
Une image de haute qualit?? n??cessite un grand nombre de diff??rentes s??parations entre les t??lescopes. S??paration projet??e entre deux t??lescopes, comme on le voit ?? partir de la source radio, est appel?? point de r??f??rence. Par exemple, le Very Large Array (VLA) ?? proximit?? Socorro, Nouveau-Mexique a 27 t??lescopes avec 351 lignes de base ind??pendantes ?? la fois, qui permet d'obtenir une r??solution de 0,2 secondes d'arc ?? 3 cm longueurs d'onde. Martin Ryle de groupe ?? Cambridge a obtenu un Prix Nobel pour l'interf??rom??trie et synth??se d'ouverture. Le Miroir interf??rom??tre de Lloyd a ??galement ??t?? d??velopp?? ind??pendamment en 1946 par Le groupe de Joseph Pawsey au Universit?? de Sydney. Au d??but des ann??es 1950, la Cambridge mapp?? Interf??rom??tre le ciel de radio pour produire la c??l??bre 2C et 3C enqu??tes de sources radio. Un large ??ventail de radiot??lescope physiquement connect?? est le Radio Telescope Metrewave g??ant, situ?? dans Pune, en Inde . Le plus grand tableau, LOFAR (le ??r??seau de basse fr??quence??), est actuellement en construction en Europe occidentale, compos??e d'environ 20 000 petites antennes dans 48 stations r??parties sur une superficie de plusieurs centaines de kilom??tres de diam??tre, et fonctionne entre 1,25 et 30 m longueurs d'onde. Syst??mes VLBI utilisant un traitement post-observation ont ??t?? construits avec des antennes des milliers de miles de distance. interf??rom??tres radio ont ??galement ??t?? utilis??s pour obtenir des images d??taill??es des anisotropies et la polarisation du fond diffus cosmologique , comme le CBI interf??rom??tre en 2004.
Plus grands t??lescopes physiquement connect??s au monde, le SKA ( Square Kilometre Array), est pr??vu pour entrer en service en 2024.
Les observations astronomiques
De nombreux objets astronomiques ne sont pas seulement observable la lumi??re visible mais aussi ??mettent rayonnement ?? des longueurs d'onde radio . Outre l'observation des objets ??nerg??tiques tels que pulsars et quasars, radiot??lescopes sont en mesure de "image" la plupart des objets astronomiques tels que les galaxies , n??buleuses, et m??me les ??missions de radio de plan??tes .
