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Ist das erste Bild eines Schwarzen Lochs, das vom Event Horizon Telescope aufgenommen wurde, das, was mit einem ausreichend großen optischen Teleskop (oder mit bloßem Auge aus einer angemessenen Entfernung vom Schwarzen Loch) zu sehen wäre? Wenn ja, wie sammeln Radioteleskope Informationen über sichtbares Licht?
Wie sammeln Radioteleskope Informationen über sichtbares Licht?
Sie tun es nicht; das Bild, das Sie überall in den Nachrichten gesehen haben, war ein Falschfarbenbild, bei dem die Frequenzen vom Radiospektrum in das sichtbare Spektrum verschoben sind (blau bedeutet kürzere Radiowellenlängen und Rot bedeutet längere Radiowellenlängen) und/oder die Intensitäten auf verschiedene Farben abgebildet (stattdessen nur die Helligkeit zu beeinflussen, wie bei Echtfarbenbildern).
Oder, um eine alte StarChild-Frage zu zitieren:
Der Begriff "Falschfarbe" wird verwendet, um zu beschreiben, was Astronomen (und andere) oft mit Bildern machen, um sie verständlicher zu machen. Als Radioastronomen vor langer Zeit damit begannen, Bilder von Quellen zu erstellen, lieferten sie im Wesentlichen Bilder, die nur Graustufen waren – von reinem Schwarz bis reinem Weiß. Jeder Farbton repräsentierte die Intensität der Radioemission von einem bestimmten Teil des Objekts. Radioastronomen nahmen ihre Graustufenbilder und wandelten sie in farbige um, indem sie Rot der intensivsten Radioemission und Blau der am wenigsten intensiven auf dem Bild aufgezeichneten Emission zuordneten. Den Zwischenstufen der Radiointensität wurden Zwischenfarben (Orange, Gelb und Grün) zugeordnet. Schwarz wurde Stellen im Bild zugeordnet, an denen keine Radioemission vorzuliegen schien.
Wie die Radioastronomie unsere Sicht auf das Universum verändert hat
Der stellvertretende Direktor der Jodrell Bank enthüllt, wie Objekte im Weltraum Radiowellen aussenden und warum ihre Beobachtung die Astronomie für immer verändert hat.
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Veröffentlicht: 22. September 2020 um 12:13 Uhr
Eine der frustrierenderen Tatsachen als Astronom ist, dass wir uns unsere Lieblingsobjekte nicht genau ansehen können. Stattdessen müssen wir so viele Informationen wie möglich sammeln, während wir hier auf der Erde festsitzen. Das bedeutet, Strahlung über das gesamte elektromagnetische Spektrum zu sammeln (sowie Partikel und Gravitationswellen, wo wir können).
Ich stelle es mir wie ein Puzzle vor, bei dem jede Information, die wir sammeln, ob sichtbares Licht, Radiowellen oder Röntgenstrahlen, wie ein separates Stück ist. Erst wenn Sie alle zusammenfügen, erhalten Sie ein vollständiges Bild.
2020 markiert den 75. Jahrestag der ersten Beobachtungen am Jodrell Bank Observatory (ursprünglich als Jodrell Bank Experimental Station bezeichnet).
Bernard Lovell gründete die Station nach seiner Rückkehr aus dem Zweiten Weltkrieg, da er entschlossen war, die Radartechnologie (die er zur Verteidigung mitentwickelt hatte) zu nutzen, um sein Studium der kosmischen Strahlung voranzutreiben: geladene Hochgeschwindigkeitsteilchen, die aus dem Weltraum eintreffen.
Bei seinen Versuchen, Radarechos dieser kosmischen Strahlung zu erkennen – eine Aufgabe, die er nie geschafft hat – baute Lovell immer größere Radioantennen.
Diese erwiesen sich als perfekt für die Untersuchung von Radioemissionen aus dem fernen Universum. Er war zufällig einer der ersten Radioastronomen geworden.
Hören Sie sich unser Interview mit Tim in unserem Podcast an, der beim Bluedot Festival 2019 aufgenommen wurde:
Die Revolution der Radioastronomie
Jahrtausende lang hatten die Menschen mit ihren Augen in den Himmel geschaut: zuerst allein, dann durch Teleskope. Aber als Lovell und andere anfingen, das Universum mit Funkaugen zu betrachten, sahen sie völlig neue Dinge.
Anstelle der Sterne am Nachthimmel sieht ein Radioteleskop das Zeug zwischen den Sternen, die Radiowellen, die von Elektronen erzeugt werden, die sich spiralförmig um das Magnetfeld der Galaxie drehen.
Über den Himmel verstreut sehen wir etwas, das wie Sterne aussieht, aber diese entpuppen sich als helle Punkte des Radiolichts aus den Regionen um supermassereiche Schwarze Löcher in den Zentren anderer Galaxien.
Einer dieser „Radiosterne“, die Galaxie Cygnus A (Bild unten) befindet sich im Sternbild Cygnus, The Swan, und ist ein gutes Beispiel für die Leistungsfähigkeit von Multiwellenlängen-Beobachtungen.
Obwohl es eines der hellsten Objekte am Radiohimmel ist, war nichts offensichtlich, wenn die Astronomen diese Position mit optischen Teleskopen betrachteten.
Zu der Zeit, als man annahm, dass es sich um zwei kollidierende Galaxien handeln könnte, war nur ein schwacher Fuzzy-Nebel sichtbar.
Leider ist die Sicht mit einem einzelnen Radioteleskop verschwommen und eine Quelle wie Cygnus A sieht einfach aus wie ein großer, gesichtsloser Klecks.
Um eine schärfere Sicht zu erhalten, begannen Radioastronomen, mehrere Teleskope, die durch große Entfernungen voneinander getrennt waren, miteinander zu verbinden – eine Technik, die als Interferometrie bekannt ist.
Diese Methode überwand diese Einschränkung und führte zu den schärfsten Ansichten, die der Astronomie zur Verfügung stehen. (Ein aktuelles Beispiel ist das Bild des supermassiven Schwarzen Lochs in M87 durch das Event Horizon Telescope.)
Mit diesem Ansatz in den 1950er Jahren zeigten Roger Jennison und Mrinal Dasgupta, dass sich der sichtbare Nebel von Cygnus A zwischen zwei hellen Radioemissionsquellen befindet.
Moderne Ansichten von Cygnus A und anderen Radiogalaxien zeigen, dass die beiden Radiokeulen durch Materialstrahlen erzeugt werden, die aus dem Zentrum einer Galaxie in entgegengesetzte Richtungen schießen.
Wir können jetzt zurückblicken und sehen, dass diese bemerkenswerten Objekte unentdeckt blieben, bis wir mit Funkaugen in den Himmel schauten.
Immer wenn wir den Himmel mit einer anderen Wellenlänge betrachten, entdecken wir etwas Neues: ein weiteres Stück im kosmischen Puzzle, dessen Gesamtbild noch entsteht.
Tim O’Brien ist Professor für Astrophysik und stellvertretender Direktor des Jodrell Bank Observatory. Folgen Sie ihm auf Twitter @ProfTimOB.
Dieser Artikel erschien ursprünglich in der Oktoberausgabe 2020 des BBC Sky at Night Magazine.
Teleskope
Radiowellen breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus. Wir können Objekte im Radiospektrum beobachten und Objekte, die mit Staub bedeckt sind, oder Objekte, die im sichtbaren Licht nicht zu sehen sind, deutlich erkennen. Radioteleskope ermöglichen es uns, Radiowellen zu sammeln und zu interpretieren. Das bemerkenswerteste Merkmal von ihnen ist, dass sie sehr groß sind.
Wie sie arbeiten
Die große Hauptschüssel wird als Primärreflektor bezeichnet und muss so viele Funkwellen wie möglich einfangen. Radiowellen sind die größten.
Es funktioniert nach einem ähnlichen Prinzip wie ein Teleskop. Ein primärer Bereich sammelt die Informationen. Die Kurve des Teleskops oder der "Schale" fokussiert die Wellen auf einen sekundären Punkt.
Der Sekundärempfänger wandelt die Wellen in elektrische Signale um, die dann von einem Computer verarbeitet werden, um Bilder und Daten zu erzeugen.
Je größer die Schüssel, desto mehr Wellen werden gesammelt und desto größer ist die Auflösung.
Die Oberfläche eines Radioteleskops muss nicht so glatt sein wie die eines optischen Teleskops. Typischerweise sind sie aus Metall und weil sie kein großes Objektiv tragen und so groß wie möglich gebaut werden.
Konnektivität
Ein weiterer Vorteil von Radioteleskopen besteht darin, dass sie mit anderen „Gerichten“ verbunden werden können, um eine höhere Auflösung zu erzielen. Dies wird als Apertursynthesesystem bezeichnet und verwendet das Verfahren der Interferometrie, um Signale zu kombinieren. Das VLA (Very Large Array) in New Mexico, USA, ist das größte Radioteleskop der Welt, weil es 27 Radioteleskope miteinander verbindet und seine kollektive Kraft mit einem Tennisball in über 15.000 km Entfernung verglichen wird.
Interferenz
Sie sind anfällig für Funkstörungen, die aus einer Reihe von Quellen stammen:
- Handysignale und Telekommunikation
- Kommunikation mit Notdiensten
- Luftraumüberwachung
- Fernseh- und FM/AM-Signale
Entdeckungen
Die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung ist neben Quasaren, Radiogalaxien und Pulsaren wohl eine der größten Entdeckungen der Radioastronomie. Sterne, die Milchstraße und protoplanetare Scheiben sind allesamt eingehende Studien von Astronomen.
Teleskope
Was ist ein Teleskop?
Ein Teleskop ist ein Instrument, das bei der Beobachtung entfernter Objekte hilft, indem es elektromagnetische Strahlung (wie sichtbares Licht) sammelt. Die ersten bekannten praktischen Teleskope wurden Anfang des 17. Jahrhunderts in den Niederlanden mit Glaslinsen erfunden. Sie fanden Verwendung in terrestrischen Anwendungen und in der Astronomie. Innerhalb weniger Jahrzehnte wurde das Spiegelteleskop erfunden, das Spiegel verwendete. Im 20. Jahrhundert wurden viele neue Arten von Teleskopen erfunden, darunter Radioteleskope in den 1930er Jahren und Infrarotteleskope in den 1960er Jahren. Das Wort Teleskop bezieht sich heute auf eine breite Palette von Instrumenten, die verschiedene Bereiche des elektromagnetischen Spektrums erfassen, und in einigen Fällen auch auf andere Arten von Detektoren.
Arten von Teleskopen I
Brechendes Teleskop:
Ein Refraktor- oder Refraktor-Teleskop ist eine Art optisches Teleskop, das eine Linse als Objektiv verwendet, um ein Bild zu erzeugen (auch als dioptrisches Teleskop bezeichnet). Das brechende Teleskopdesign wurde ursprünglich in Spionagebrillen und astronomischen Teleskopen verwendet, wird aber auch für langfokussierte Kameraobjektive verwendet. Obwohl große Brechteleskope in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts sehr beliebt waren, wurde das Brechteleskop für die meisten Forschungszwecke vom Spiegelteleskop abgelöst.
8-Zoll (20 cm) Refraktor an den Observatorien des Chabot Space & Science Center in Oakland, Kalifornien. Quelle: Wikipedia
Spiegelteleskop
Ein Spiegelteleskop (auch Reflektor genannt) ist ein optisches Teleskop, das einen einzelnen oder eine Kombination von gekrümmten Spiegeln verwendet, die Licht reflektieren und ein Bild erzeugen. Das Spiegelteleskop wurde im 17. Jahrhundert als Alternative zum Brechteleskop erfunden, das zu dieser Zeit eine starke chromatische Aberration hatte. Obwohl Spiegelteleskope andere Arten von optischen Aberrationen erzeugen, ist es eine Konstruktion, die Objektive mit sehr großem Durchmesser ermöglicht. Fast alle großen Teleskope, die in der Astronomieforschung verwendet werden, sind Reflektoren. Spiegelteleskope gibt es in vielen Designvarianten und können zusätzliche optische Elemente verwenden, um die Bildqualität zu verbessern oder das Bild in eine mechanisch vorteilhafte Position zu bringen. Da Spiegelteleskope Spiegel verwenden, wird das Design manchmal als “katoptrisches” Teleskop bezeichnet. Die Palette der Spiegelteleskope reicht von einem Hinterhofteleskop bis zum Hubble-Teleskop in der Erdumlaufbahn.
Meade 114EQ-AR Äquatorialreflektor-Teleskop. Bildnachweis: Meade 
Das Hubble-Weltraumteleskop aus der Sicht des abfliegenden Space Shuttle Atlantis, das Servicing Mission 4 (STS-125), den fünften und neuesten bemannten Raumflug, fliegt. Bild von der NASA.
Arten von Teleskopen II
Der Name “telescope” umfasst eine breite Palette von Instrumenten. Die meisten erkennen elektromagnetische Strahlung, aber es gibt große Unterschiede in der Art und Weise, wie Astronomen Licht (elektromagnetische Strahlung) in verschiedenen Frequenzbändern sammeln müssen. Teleskope können nach den Wellenlängen des Lichts, das sie erkennen, klassifiziert werden:
Optisches Teleskop:
Ein optisches Teleskop sammelt und fokussiert Licht hauptsächlich aus dem sichtbaren Teil des elektromagnetischen Spektrums (obwohl einige im Infraroten und Ultravioletten arbeiten). Optische Teleskope erhöhen die scheinbare Winkelgröße entfernter Objekte sowie deren scheinbare Helligkeit. Damit das Bild beobachtet, fotografiert, untersucht und an einen Computer gesendet werden kann, arbeiten Teleskope mit einem oder mehreren gekrümmten optischen Elementen, die normalerweise aus Glaslinsen und / oder Spiegeln bestehen, um Licht und andere elektromagnetische Strahlung zu sammeln, um dies zu erreichen Licht oder Strahlung auf einen Brennpunkt. Optische Teleskope werden für die Astronomie und in vielen nicht-astronomischen Instrumenten verwendet, darunter: Theodoliten (einschließlich Transite), Spektive, Monokulare, Ferngläser, Kameraobjektive und Ferngläser. Es gibt drei Hauptoptiktypen:
1. Das brechende Teleskop, das Linsen verwendet, um ein Bild zu erzeugen.
2. Das Spiegelteleskop, das eine Anordnung von Spiegeln verwendet, um ein Bild zu erzeugen.
3. Das katadioptrische Teleskop, das Spiegel in Kombination mit Linsen verwendet, um ein Bild zu erzeugen.
Neben diesen grundlegenden optischen Typen gibt es viele Untertypen mit unterschiedlichem optischem Design, die nach ihrer Aufgabe klassifiziert werden, wie Astrographen, Kometensucher, Sonnenteleskop usw.
Typisches Bild eines optischen Refraktorteleskops von Jim Mills von Fotolia.com
Radioteleskope:
Radioteleskope sind gerichtete Radioantennen, die für die Radioastronomie verwendet werden. Die Schalen bestehen manchmal aus einem leitfähigen Drahtgeflecht, dessen Öffnungen kleiner sind als die beobachtete Wellenlänge. Multi-Element-Radioteleskope werden aus Paaren oder größeren Gruppen dieser Schalen konstruiert, um große ‘virtuelle’Aperturen zu synthetisieren, die in ihrer Größe der Trennung zwischen den Teleskopen ähnlich sind. Dieser Prozess wird als Apertursynthese bezeichnet. Ab 2005 ist die aktuelle Rekord-Array-Größe ein Vielfaches der Breite der Erde – mit weltraumgestützten Very Long Baseline Interferometry (VLBI)-Teleskopen wie dem japanischen HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy) VSOP (VLBI Space Observatory Program .). ) Satellit. Die Apertursynthese wird nun auch bei optischen Teleskopen unter Verwendung optischer Interferometer (Arrays optischer Teleskope) und der Aperturmaskierungsinterferometrie an einzelnen Spiegelteleskopen angewendet. Radioteleskope werden auch verwendet, um Mikrowellenstrahlung zu sammeln, die verwendet wird, um Strahlung zu sammeln, wenn sichtbares Licht behindert oder schwach ist, beispielsweise von Quasaren. Einige Radioteleskope werden von Programmen wie SETI und dem Arecibo-Observatorium verwendet, um nach außerirdischem Leben zu suchen.
Das Arecibo-Radioteleskop in Puerto Rico. Bild mit freundlicher Genehmigung von SETI.
Röntgenteleskope:
Röntgenteleskope können Röntgenoptiken verwenden, wie z. B. ein Wolter-Teleskop, das aus ringförmigen "Glanzspiegel" aus Schwermetallen besteht, die die Strahlen nur wenige Grad reflektieren können. Die Spiegel sind normalerweise ein Abschnitt einer gedrehten Parabel und einer Hyperbel oder Ellipse. Im Jahr 1952 skizzierte Hans Wolter drei Möglichkeiten, wie ein Teleskop nur mit dieser Art von Spiegel gebaut werden könnte. Beispiele für ein Observatorium, das diese Art von Teleskop verwendet, sind das Einstein-Observatorium ROSAT und das Chandra-Röntgenobservatorium. Bis 2010 sind fokussierende Röntgenteleskope von Wolter bis 79 keV möglich.
Chandra-Röntgenobservatorium im Weltraum. NASA-Bild.
Gammastrahlen-Teleskope:
Gammastrahlenteleskope befinden sich normalerweise auf erdumlaufenden Satelliten oder hochfliegenden Ballons, da die Erdatmosphäre für diesen Teil des elektromagnetischen Spektrums undurchsichtig ist. Hochenergetische Röntgen- und Gammastrahlen erzeugen jedoch kein Bild wie Teleskope bei sichtbaren Wellenlängen. Ein Beispiel für diese Art von Teleskop ist das Fermi-Gammastrahlen-Weltraumteleskop. Der Nachweis sehr energiereicher Gammastrahlen mit kürzerer Wellenlänge und höherer Frequenz als normale Gammastrahlen erfordert eine weitere Spezialisierung. Ein Beispiel für diese Art von Observatorium ist VERITAS. Gammastrahlen mit sehr hoher Energie sind immer noch Photonen, wie sichtbares Licht, während kosmische Strahlung Teilchen wie Elektronen, Protonen und schwerere Kerne enthält.
Eine Entdeckung im Jahr 2012 könnte die Fokussierung von Gammastrahlen-Teleskopen ermöglichen. Bei einer Photonenerregung von mehr als 700 keV beginnt der Brechungsindex wieder zuzunehmen.
Sehr energetisches Strahlungsbildgebungs-Gammastrahlen-Teleskop-Array-System. Bild mit freundlicher Genehmigung des Fred Lawrence Whipple Observatory
Verwenden mehrerer Bilder von mehreren Teleskopen:
Verschiedene Teleskoptypen, die in verschiedenen Wellenlängenbändern arbeiten, liefern unterschiedliche Informationen über dasselbe Objekt. Zusammen bieten sie ein umfassenderes Verständnis.
Eine 6′ breite Ansicht des Krebsnebel-Supernova-Überrests, die von verschiedenen Teleskopen bei verschiedenen Lichtwellenlängen betrachtet wird. Bildnachweis: NASA
Die Zukunft der Astronomie: Tausende von Radioteleskopen, die über die Sterne hinaus sehen können
Das Quadratkilometer-Array wird nach seiner Fertigstellung aus einem Array von Tausenden von Funkgeräten bestehen. [+] Teleskope, die weiter ins Universum zurückblicken können als jedes Observatorium, das irgendeine Art von Stern oder Galaxie gemessen hat.
SKA Projektentwicklungsbüro und Swinburne Astronomy Productions
Indem wir größere Teleskope bauen, ins All reisen und von ultravioletten über sichtbare bis hin zu infraroten Wellenlängen schauen, können wir Sterne und Galaxien so weit zurückblicken, wie Sterne und Galaxien reichen. Aber Millionen von Jahren lang gab es im Universum keine Sterne, keine Galaxien oder irgendetwas, das sichtbares Licht aussendete. Davor war das einzige Licht, das existierte, das übrig gebliebene Glühen des Urknalls, zusammen mit den neutralen Atomen, die in den ersten hunderttausend Jahren entstanden. In diesen Millionen von Jahren gab es einfach nie eine Möglichkeit, Informationen aus dem elektromagnetischen Teil des Spektrums zu sammeln. Aber eine Kombination aus Fortschritten in der Computertechnik und dem Neubau einer Reihe von Tausenden von großen Radioteleskopen in zwölf Ländern eröffnet eine unglaubliche Möglichkeit wie nie zuvor: die Möglichkeit, die neutralen Atome selbst zu kartieren.
Entfernte Lichtquellen – auch aus dem kosmischen Mikrowellenhintergrund – müssen durch Wolken von . [+] Gas. Wenn neutraler Wasserstoff vorhanden ist, kann er dieses Licht absorbieren oder, wenn er auf irgendeine Weise angeregt wird, selbst Licht emittieren.
Wie kann man neutrale Atome sehen? Schließlich gehören neutrale Atome zu den optisch langweiligsten Materialien, die es gibt, es sei denn, Sie haben es mit reflektiertem Licht oder Atomen zu tun, die sich selbst in einem angeregten Zustand befinden. Atome bestehen aus negativ geladenen Elektronen, die einen positiv geladenen Kern umgeben und in der Lage sind, eine Vielzahl von Quantenzuständen einzunehmen. Aber schon früh, Millionen von Jahren nach dem Urknall, sind 92 % der Atome die langweiligste Art, die es gibt: Wasserstoff, mit einem einzigen Proton und Elektron. Während viele verschiedene Energiezustände existieren, ohne dass eine externe Quelle sie erregen könnte, sind Wasserstoffatome dazu verdammt, im niedrigsten Energiezustand (Grundzustand) zu leben.
Die Energieniveaus und Elektronenwellenfunktionen, die verschiedenen Zuständen innerhalb eines Wasserstoffs entsprechen. [+] Atom. Die Energieniveaus sind in Vielfachen der Planckschen Konstanten quantisiert, aber selbst der Grundzustand mit der niedrigsten Energie hat zwei mögliche Konfigurationen, abhängig vom relativen Elektron/Proton-Spin.
Armer Leno von Wikimedia Commons
Aber wenn man zum ersten Mal neutralen Wasserstoff herstellt, sind nicht alle Atome perfekt im Grundzustand. Sie sehen, neben Energieniveaus haben die Teilchen in Atomen auch eine Eigenschaft namens Spin: ihren Eigendrehimpuls. Ein Teilchen wie ein Proton oder ein Elektron kann entweder einen Spin nach oben (+½) oder einen Spin nach unten (-½) haben, und so kann ein Wasserstoffatom entweder die Spins ausgerichtet (beide nach oben oder beide nach unten) oder anti-ausgerichtet (einer nach oben) haben und das andere unten). Die Anti-Aligned-Kombination hat etwas weniger Energie, aber nicht viel. Der Übergang von einem ausgerichteten Zustand in einen anti-ausgerichteten Zustand dauert Millionen von Jahren, und wenn dies geschieht, emittiert das Atom ein Photon einer ganz bestimmten Wellenlänge: 21 Zentimeter.
Die 21-Zentimeter-Wasserstofflinie entsteht, wenn ein Wasserstoffatom ein Proton/Elektron enthält. [+] Kombination mit ausgerichteten Spins (oben) Flips zu anti-ausgerichteten Spins (unten), die ein bestimmtes Photon einer sehr charakteristischen Wellenlänge emittieren.
Tiltec von Wikimedia Commons
Jedes Mal, wenn Sie einen Ausbruch von Sternentstehung durchmachen, ionisieren Sie Wasserstoffatome, was bedeutet, dass Elektronen schließlich auf Protonen zurückfallen und eine große Anzahl von ausgerichteten Atomen bilden. Wenn wir nach diesem 21-cm-Signal suchen, können wir:
- konstruiere eine Karte der nahen, jüngsten Sternentstehung,
- absorbierende, neutrale Quellen von Anti-Alignment-Gas erkennen,
- Erstellen Sie eine 3D-Karte von neutralem Gas im gesamten Universum,
- erkennen, wie sich Sternhaufen und Galaxien im Laufe der Zeit gebildet und entwickelt haben,
- und möglicherweise die Absorptions- und Emissionsmerkmale von Wasserstoffgas unmittelbar nach, während und möglicherweise sogar erkennen Vor die Entstehung der ersten Sterne.
Vor der Entstehung der ersten Sterne gibt es noch neutrales Wasserstoffgas zu beobachten, wenn wir hinschauen. [+] dafür auf die richtige Weise.
Europäische Südsternwarte
Im nächsten Jahr, im Jahr 2018, wird mit dem Bau des Square Kilometre Array (SKA) begonnen, während das James Webb Space Telescope sich auf den Start vorbereitet. SKA wird am Ende eine Anordnung von etwa 4.000 Radioteleskopen mit einem Durchmesser von jeweils etwa 12 Metern sein, die in der Lage sind, diese 21-cm-Linie weiter zurück zu detektieren als jede Galaxie, die wir je gesehen haben. Während der aktuelle galaktische Rekordhalter aus einer Zeit stammt, als das Universum gerade einmal 400 Millionen Jahre alt war – 3% seines aktuellen Alters – sollte SKA in der Lage sein, die ersten 1% des Universums zu erhalten, die selbst James Webb möglicherweise nicht sieht.
Nur weil sich diese ferne Galaxie, GN-z11, in einer Region befindet, in der sich das intergalaktische Medium befindet. [+] größtenteils reionisiert, kann Hubble es uns zum jetzigen Zeitpunkt verraten. James Webb wird noch viel weiter gehen, aber SKA wird den Wasserstoff abbilden, der für alle anderen optischen und infraroten Observatorien unsichtbar ist.
NASA, ESA und A. Feild (STScI)
Um über die ersten Sterne hinauszugehen oder an einem kosmischen Ziel anzukommen, wo kein ultraviolettes oder sichtbares Licht das undurchsichtige intergalaktische Medium durchdringen kann, müssen Sie erforschen, was tatsächlich dort ist. Und in diesem Universum ist die überwältigende Mehrheit dessen, was wir zumindest entdecken können, Wasserstoff. Das ist, was wir da draußen wissen, und das ist es, was wir SKA mit der Absicht bauen, es zu sehen. Es wird mehr als das Zehnfache der Daten sammeln pro Sekunde als jedes andere Array heute wird es mehr als das Zehnfache der Datensammelleistung haben und es wird erwartet, dass es das gesamte Universum von hier bis zurück bis vor die ersten Galaxien kartografiert. Wir werden auf die mächtigste Art und Weise erfahren, wie Sterne, Galaxien und das Gas im Universum im Laufe der Zeit entstanden und sich entwickelt haben.
Ein einzelnes Gericht, das derzeit Teil des MeerKAT-Arrays ist, wird in das Square integriert. [+] Kilometer Array, zusammen mit rund 4.000 anderen gleichwertigen Gerichten.
SKA Afrika Technischer Newsletter, 1 (2016)
Laut Simon Ratcliffe, SKA-Wissenschaftler, wissen wir einiges von dem, was wir mit SKA finden werden, aber es sind die Unbekannten, die am aufregendsten sind.
"Jedes Mal, wenn wir uns auf den Weg gemacht haben, etwas zu messen, haben wir etwas völlig Überraschendes entdeckt."
Die Radioastronomie hat uns Pulsare, Quasare, Mikroquasare und mysteriöse Quellen wie Cygnus X-1 gebracht, die sich als Schwarze Löcher herausstellten. Das gesamte Universum ist da draußen und wartet darauf, dass wir es entdecken. Wenn SKA abgeschlossen ist, wird es ein Licht auf das Universum jenseits von Sternen, Galaxien und sogar Gravitationswellen werfen. Es wird uns das unsichtbare Universum zeigen, wie es wirklich ist. Wie bei allem in der Astronomie müssen wir nur mit den richtigen Werkzeugen suchen.
Häufig gestellte Fragen zu Radioastronomie und NRAO
Sie können diesen Bildschirm lesen, weil Ihre Augen Licht wahrnehmen. Licht besteht aus elektromagnetischen Wellen. Die verschiedenen Lichtfarben sind elektromagnetische Wellen unterschiedlicher Länge.
Sichtbares Licht deckt jedoch nur einen kleinen Teil des Wellenlängenbereichs ab, in dem elektromagnetische Wellen erzeugt werden können. Radiowellen sind elektromagnetische Wellen mit einer viel größeren Wellenlänge als die des Lichts.
Über Jahrhunderte lernten Astronomen den Himmel kennen, indem sie das von astronomischen Objekten ausgehende Licht studierten, zuerst durch einfaches Betrachten der Objekte und später durch Fotografieren. Viele astronomische Objekte senden Radiowellen aus, aber diese Tatsache wurde erst 1932 entdeckt. Seitdem haben Astronomen ausgeklügelte Systeme entwickelt, die es ihnen ermöglichen, Bilder aus den von astronomischen Objekten ausgesendeten Radiowellen zu machen.
Eine Reihe von Himmelsobjekten emittiert bei Radiowellenlängen stärker als bei Lichtwellen, so dass die Radioastronomie im letzten halben Jahrhundert viele Überraschungen hervorgebracht hat. Durch die Untersuchung des Himmels sowohl mit Radioteleskopen als auch mit optischen Teleskopen können Astronomen ein viel umfassenderes Verständnis der Prozesse im Universum gewinnen.
Was ist das National Radio Astronomy Observatory?
Das National Radio Astronomy Observatory (NRAO) ist eine Einrichtung der National Science Foundation, die von Associated Universities, Inc., einer gemeinnützigen Forschungsorganisation, betrieben wird. Das NRAO bietet hochmoderne Radioteleskop-Einrichtungen zur Nutzung durch die wissenschaftliche Gemeinschaft. Wir konzipieren, konzipieren, bauen, betreiben und warten Radioteleskope, die von Wissenschaftlern auf der ganzen Welt verwendet werden. Wissenschaftler nutzen unsere Einrichtungen, um praktisch alle bekannten Arten astronomischer Objekte zu untersuchen, von Planeten und Kometen in unserem eigenen Sonnensystem bis hin zu Galaxien und Quasaren am Rande des beobachtbaren Universums.
Der Hauptsitz von NRAO befindet sich in Charlottesville, Virginia, und das Observatorium betreibt große Radioteleskopanlagen in Green Bank, West Virginia, Socorro, New Mexico und Tucson, Arizona.
Was hörst du gerade?
Eigentlich nichts! Während Alltagserfahrungen und Hollywood-Filme die Leute an Geräusche denken lassen, wenn sie die Worte "Radioteleskop" sehen, hören Radioastronomen nicht wirklich auf Geräusche.
Erstens sind Schall- und Radiowellen unterschiedliche Phänomene. Schall besteht aus Druckschwankungen in Materie wie Luft oder Wasser. Schall wandert nicht durch ein Vakuum. Radiowellen wie sichtbares Licht, Infrarot, Ultraviolett, Röntgen- und Gammastrahlen sind elektromagnetische Wellen, die sich durch ein Vakuum ausbreiten. Wenn Sie ein Radio einschalten, hören Sie Geräusche, weil der Sender des Radiosenders die Eigenschaften der Radiowellen so geändert hat, dass sie Informationen über den Klang von Stimmen und Musik übertragen. Ihr Radio empfängt die Funkwellen, decodiert diese Informationen und wandelt sie wieder in hörbare Töne um.
Der VLA und der VLBA wurden entwickelt, um Bilder von Himmelskörpern zu erzeugen. So wie ein fotografischer Film die unterschiedliche Lichtmenge aufzeichnet, die von verschiedenen Teilen der Szene kommt, die von einem Kameraobjektiv betrachtet werden, zeichnen unsere Radioteleskopsysteme die unterschiedlichen Mengen der Radioemission auf, die aus dem von uns beobachteten Himmelsbereich kommen. Nach der Computerverarbeitung dieser Informationen können Astronomen ein Bild machen.
Durch die Umwandlung der von unseren Radioteleskopen empfangenen Radiowellen in hörbaren Schall würden keine wissenschaftlichen Erkenntnisse gewonnen. Wenn man dies tun würde, wäre der Ton "weißes Rauschen", ein zufälliges Zischen, wie Sie es hören, wenn Sie Ihr UKW-Radio zwischen Sendern einstellen.
Was haben Sie in letzter Zeit entdeckt?
Viel! Einige der Highlights finden Sie in den Pressemitteilungen von NRAO über aktuelle Forschungsergebnisse. Jedes Jahr nutzen Hunderte von Wissenschaftlern die Radioteleskope von NRAO und berichten über ihre Ergebnisse in zahlreichen Artikeln in wissenschaftlichen Zeitschriften. Fast jedes einführende Astronomie-Lehrbuch wird Bilder enthalten und von Forschungsergebnissen der verschiedenen Radioteleskope der NRAO berichten.
VLA? VLBA? Wie sind Sie auf diese Namen gekommen?
Das VLA hat seinen Namen, weil es eine Reihe von Radioteleskopen ist und sehr groß ist. „Very Large Array“ war in seiner sehr frühen Konzeptions- und Planungsphase ein Arbeitstitel, der wohl nicht der endgültige Name für die Anlage sein sollte. Nach ein paar Jahren blieb der Name jedoch hängen.
Beim VLA arbeiten alle 27 Parabolantennen als ein einziges Instrument zusammen. Die Signale aller Antennen werden in Echtzeit über ein Mikrowellen-Kommunikationssystem zusammengeführt, das vergrabene Wellenleiter verwendet. Als Radioastronomen versuchten, ihr Auflösungsvermögen oder ihre Fähigkeit, feine Details zu sehen, durch noch größere Entfernungen ihrer Antennen zu erhöhen, wurde es unpraktisch, die Signale in Echtzeit zusammenzuführen. Stattdessen wurden an jeder Antenne Tonbandgeräte und präzise Atomuhren installiert, und die Signale werden nach Abschluss der Beobachtung kombiniert. Diese Technik wird als Very Long Baseline Interferometry (VLBI) bezeichnet. Als Astronomen ein kontinentweites Radioteleskopsystem bauen wollten, um diese Technik zu implementieren, war der Name Very Long Baseline Array (VLBA) der natürliche Arbeitstitel. Wieder blieb es hängen.
Macht NRAO SETI-Arbeit?
Radiobeobachtungen als Teil einer Suche nach extraterrestrischer Intelligenz (SETI) werden seit einigen Jahren von verschiedenen Forschergruppen durchgeführt, aber diese Art von Arbeit ist nicht Teil der NRAO-Beobachtungsprogramme. Unsere Radioteleskope wurden größtenteils für andere astronomische Zwecke entwickelt und gebaut. VLA und VLBA sind beispielsweise speziell für hochauflösende Bildgebung ausgelegt. Im Moment kauft das SETI-Institut, eine privat finanzierte Organisation, Beobachtungszeit am 140-Fuß-Radioteleskop in Green Bank, das NRAO in Erwartung der Inbetriebnahme des neuen Green Bank-Teleskops von anderen Forschungen zurückzieht.
Kann ich zu Hause ein Radioteleskop bauen?
Viele elektronische Experimentatoren haben ihre eigenen Radioteleskope gebaut. Tatsächlich wurde 1937 das zweite Radioteleskop der Welt von einem Amateurfunker, Grote Reber, gebaut. Amateure verwenden eine Vielzahl von Geräten, manchmal modifizierte Satellitenempfänger und Schüsseln, um ihre Radioteleskope zu bauen. Für detailliertere Informationen über Amateurfunkteleskope wenden Sie sich an die Society of Amateur Radio Astronomers.
Amateurfunker verfolgen eine Reihe von Aktivitäten, die etwas mit der Radioastronomie zu tun haben, einschließlich der Kommunikation durch das Abprallen von Funksignalen vom Mond und den ionisierten Meteoritenspuren in der Erdatmosphäre. Es gibt auch eine Reihe von Amateurfunksatelliten im Orbit. Sowohl das Space Shuttle als auch die Raumstation Mir tragen Amateurfunkgeräte, die häufig von Astronauten verwendet werden, um mit "Amateur"-Bedienern und Klassenzimmern auf der ganzen Welt zu kommunizieren. Allgemeine Informationen zum Amateurfunk, einschließlich des Erwerbs einer eigenen Lizenz, erhalten Sie bei der American Radio Relay League.
Ich glaube, ich würde gerne Astronom werden. Welche Ausbildung brauche ich?
Die typische Ausbildung eines Forschungsastronomen umfasst einen Bachelor in Physik, Astronomie oder Mathematik, gefolgt von einer Graduiertenschule und einem Ph.D. in Astronomie oder Astrophysik. Die American Astronomical Society, der Berufsverband für Astronomen in Nordamerika, bietet eine kostenlose Broschüre über Karrieren in der Astronomie an. Gymnasiasten, die sich für Astronomie interessieren, sollten zur Vorbereitung auf das College so viele Kurse in Naturwissenschaften und Mathematik wie möglich belegen.
Kann ich die Standorte der NRAO-Observatorien besuchen?
Ja. In Green Bank, West Virginia, und im VLA, in der Nähe von Socorro, New Mexico, haben wir Besucherzentren, die für die Öffentlichkeit zugänglich sind.
Kann ich Bilder oder Daten von den Radioteleskopen von NRAO erhalten?
Ja, es gibt einige Bilder auf der NRAO-Website, die Sie durchsuchen können. Darüber hinaus stehen Bilder und Daten von zwei Himmelsvermessungen des VLA im Internet zur Verfügung. Sie können auch Software zum Anzeigen dieser Bilddateien herunterladen. Schauen Sie sich die NRAO VLA Sky Survey und die FIRST Survey Webseiten an.
Ich habe Kontakt gesehen. Wurde es bei der VLA gedreht? Wo ist der Canyon, den ich in diesem Film gesehen habe?
Viele Szenen in Contact wurden im September 1996 in der VLA gedreht. Etwa 200 Filmemacher, darunter die Stars Jodie Foster, Tom Skerritt und James Woods, kamen für die Dreharbeiten in die VLA. Der wunderschöne Canyon, der im Film in der Nähe der VLA zu sehen ist, ist jedoch der Canyon de Chelly in Arizona, der durch die Magie der Hollywood-Spezialeffekte nach New Mexico "verschoben" wurde!
Wo finde ich weitere Informationen zur Astronomie?
Das World Wide Web ist eine Goldgrube an Informationen über Astronomie und Weltraumwissenschaften. Dies umfasst alles von Online-Astronomiekursen bis hin zu Archiven mit Tausenden von astronomischen Bildern. An excellent starting point is the AstroWeb site.
Other sources of astronomical information include your public or school library and monthly magazines such as Sky & Telescope and Astronomy. There may be an amateur astronomy club in your community, and if there is, it is a good place to meet others who are interested in astronomy and to join activities such as observing with telescopes and hearing lectures on astronomical topics. Your community also may have a planetarium, public observatory or science museum that can provide information. The Web sites of the two magazines listed above have listings of clubs, observatories, planetaria and astronomical events for communities throughout the United States.
Receiving celestial signals
In 1932, while investigating radio disturbances which might interfere with transoceanic telephone signals, Carl Jansky detected an unexpected signal: an emission from the centre of our Milky Way. This was the beginning of radio astronomy.
To receive celestial emission, radio astronomers need equipment similar to that used to receive other radio waves. That is why the development of radio astronomy was closely linked to the technical development of radio communication and radar.
We can compare a celestial signal to TV signals. As a spectator, the first thing astronomers need is an antenna to receive the wave (that is to say the light) they want to "see". Then, they need something to analyse the signal and make it visible: some have a TV set, astronomers have computers. Finally, the image can be seen on a screen.
The future of astronomy: thousands of radio telescopes that can see beyond the stars
Never heard of SKA, the square kilometer array? Once it starts taking data, you’ll never forget it.
“Not all chemicals are bad. Without chemicals such as hydrogen and oxygen, for example, there would be no way to make water, a vital ingredient in beer.” -Dave Barry
By building bigger telescopes, going to space, and looking from ultraviolet to visible to infrared wavelengths, we can view stars and galaxies as far back as stars and galaxies go. But for millions of years in the Universe, there were no stars, no galaxies, nor anything that emitted visible light. Prior to that, the only light that existed was the leftover glow from the Big Bang, along with the neutral atoms created during the first few hundred thousand years. For those millions of years, there’s simply never been a way to gather information from the electromagnetic part of the spectrum. But a combination of advances in computing and the new construction of an array of thousands of large-scale radio telescopes across twelve countries opens up an incredible possibility like never before: the ability to map the neutral atoms themselves.
How can you see neutral atoms? After all, unless you’re dealing in either reflected light or with atoms that are themselves in an excited state, neutral atoms are some of the most optically boring materials that there are. Atoms are made of negatively charged electrons surrounding a positively charged nucleus, capable of occupying a variety of quantum states. But early on, for millions of years after the Big Bang, 92% of the atoms are the most boring type that exists: hydrogen, with a single proton and electron. While many different energy states exist, without any external source to excite it, hydrogen atoms are doomed to live in the lowest-energy (ground) state.
But when you first make neutral hydrogen, not all the atoms are perfectly in the ground state. You see, in addition to energy levels, the particles in atoms also have a property called spin: their intrinsic angular momentum. A particle like a proton or an electron can either be spin up (+½) or spin down (-½), and so a hydrogen atom can either have the spins aligned (both up or both down) or anti-aligned (one up and the other down). The anti-aligned combination is slightly lower in energy, but not by much. The transition from an aligned state to an anti-aligned one takes millions of years to occur, and when it does, the atom emits a photon of a very particular wavelength: 21 centimeters.
Every time you undergo a burst of star formation, you ionize hydrogen atoms, meaning that electrons will fall back onto protons eventually, forming a large number of aligned atoms. By looking for this 21-cm signal, we can:
- construct a map of nearby, recent star formation,
- detect absorbing, neutral sources of anti-aligned gas,
- build a 3D map of neutral gas throughout the Universe,
- detect how star clusters and galaxies formed and evolved over time,
- and possibly detect the absorption and emission features of hydrogen gas immediately after, during, and possibly even Vor the formation of the first stars.
Next year, in 2018, just as the James Webb Space Telescope prepares for launch, construction will begin on the Square Kilometer Array (SKA). SKA will wind up, at completion, being an array of some 4,000 radio telescopes, each approximately 12 meters in diameter, and capable of detecting this 21-cm line back farther than any galaxy we’ve ever seen. While the current galactic record-holder comes from when the Universe was just 400 million years old — 3% of its current age — SKA should be able to get the first 1% of the Universe that even James Webb might not see.
To go beyond the first stars, or to arrive at a cosmic destination where no ultraviolet or visible light can pass through the opaque, intergalactic medium, you need to probe what’s actually there. And in this Universe, the overwhelming majority of what’s there, at least that we can detect, is hydrogen. That’s what we know is out there, and that’s what we’re building SKA with the intention of seeing. It will collect more than ten times the data per second than any array today it will have more than ten times the data collecting power and it is expected to map the entire Universe from here all the way back to before the first galaxies. We will learn, in the most powerful way ever, how stars, galaxies, and the gas in the Universe grew up and evolved over time.
According to Simon Ratcliffe, SKA scientist, we know some of what we’re going to find with SKA, but it’s the unknowns that are the most exciting.
“Every time we’ve set out to measure something, we’ve discovered something entirely surprising.”
Radio astronomy has brought us pulsars, quasars, microquasars, and mysterious sources like Cygnus X-1, which turned out to be black holes. The entire Universe is out there, waiting for us to discover it. When SKA is completed, it will shed a light on the Universe beyond stars, galaxies, and even gravitational waves. It will show us the invisible Universe as it truly is. As with anything in astronomy, all we need to do is look with the right tools.
6.4 Radio Telescopes
In addition to visible and infrared radiation, radio waves from astronomical objects can also be detected from the surface of Earth. In the early 1930s, Karl G. Jansky , an engineer at Bell Telephone Laboratories, was experimenting with antennas for long-range radio communication when he encountered some mysterious static—radio radiation coming from an unknown source ( Figure 1 ). He discovered that this radiation came in strongest about four minutes earlier on each successive day and correctly concluded that since Earth’s sidereal rotation period (how long it takes us to rotate relative to the stars) is four minutes shorter than a solar day, the radiation must be originating from some region fixed on the celestial sphere. Subsequent investigation showed that the source of this radiation was part of the Milky Way Galaxy Jansky had discovered the first source of cosmic radio waves.
First Radio Telescope.
Figure 1. This rotating radio antenna was used by Jansky in his serendipitous discovery of radio radiation from the Milky Way.
In 1936, Grote Reber , who was an amateur astronomer interested in radio communications, used galvanized iron and wood to build the first antenna specifically designed to receive cosmic radio waves. Over the years, Reber built several such antennas and used them to carry out pioneering surveys of the sky for celestial radio sources he remained active in radio astronomy for more than 30 years. During the first decade, he worked practically alone because professional astronomers had not yet recognized the vast potential of radio astronomy.
Detection of Radio Energy from Space
It is important to understand that radio waves cannot be “heard”: they are not the sound waves you hear coming out of the radio receiver in your home or car. Like light, radio waves are a form of electromagnetic radiation, but unlike light, we cannot detect them with our senses—we must rely on electronic equipment to pick them up. In commercial radio broadcasting, we encode sound information (music or a newscaster’s voice) into radio waves. These must be decoded at the other end and then turned back into sound by speakers or headphones.
The radio waves we receive from space do not, of course, have music or other program information encoded in them. If cosmic radio signals were translated into sound, they would sound like the static you hear when scanning between stations. Nevertheless, there is information in the radio waves we receive—information that can tell us about the chemistry and physical conditions of the sources of the waves.
Just as vibrating charged particles can produce electromagnetic waves (see the Radiation and Spectra chapter), electromagnetic waves can make charged particles move back and forth. Radio waves can produce a current in conductors of electricity such as metals. An antenna is such a conductor: it intercepts radio waves, which create a feeble current in it. The current is then amplified in a radio receiver until it is strong enough to measure or record. Like your television or radio, receivers can be tuned to select a single frequency (channel). In astronomy, however, it is more common to use sophisticated data-processing techniques that allow thousands of separate frequency bands to be detected simultaneously. Thus, the astronomical radio receiver operates much like a spectrometer on a visible-light or infrared telescope, providing information about how much radiation we receive at each wavelength or frequency. After computer processing, the radio signals are recorded on magnetic disks for further analysis.
Radio waves are reflected by conducting surfaces, just as light is reflected from a shiny metallic surface, and according to the same laws of optics. A radio-reflecting telescope consists of a concave metal reflector (called a Gericht), analogous to a telescope mirror. The radio waves collected by the dish are reflected to a focus, where they can then be directed to a receiver and analyzed. Because humans are such visual creatures, radio astronomers often construct a pictorial representation of the radio sources they observe. Figure 2 shows such a radio image of a distant galaxy, where radio telescopes reveal vast jets and complicated regions of radio emissions that are completely invisible in photographs taken with light.
Radio Image.
Figure 2. This image has been constructed of radio observations at the Very Large Array of a galaxy called Cygnus A. Colors have been added to help the eye sort out regions of different radio intensities. Red regions are the most intense, blue the least. The visible galaxy would be a small dot in the center of the image. The radio image reveals jets of expelled material (more than 160,000 light-years long) on either side of the galaxy. (credit: NRAO/AUI)
Radio astronomy is a young field compared with visible-light astronomy, but it has experienced tremendous growth in recent decades. The world’s largest radio reflectors that can be pointed to any direction in the sky have apertures of 100 meters. One of these has been built at the US National Radio Astronomy Observatory in West Virginia ( Figure 3 ). Table lists some of the major radio telescopes of the world.
Robert C. Byrd Green Bank Telescope.
Figur 3. This fully steerable radio telescope in West Virginia went into operation in August 2000. Its dish is about 100 meters across. (credit: modification of work by “b3nscott”/Flickr)
| Major Radio Observatories of the World | |||
|---|---|---|---|
| Observatorium | Ort | Beschreibung | Webseite |
| Individual Radio Dishes | |||
| Arecibo Observatory | Arecibo, Puerto Rico | 305-m fixed dish | www.naic.edu |
| Green Bank Telescope (GBT) | Green Bank, WV | 110 × 100-m steerable dish | www.science.nrao.edu/facilities/gbt |
| Effelsberg 100-m Telescope | Bonn, Germany | 100-m steerable dish | www.mpifr-bonn.mpg.de/en/effelsberg |
| Lovell Telescope | Manchester, England | 76-m steerable dish | www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell |
| Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) | Tidbinbilla, Australia | 70-m steerable dish | www.cdscc.nasa.gov |
| Goldstone Deep Space Communications Complex (GDSCC) | Barstow, CA | 70-m steerable dish | www.gdscc.nasa.gov |
| Parkes Observatory | Parkes, Australia | 64-m steerable dish | www.parkes.atnf.csiro.au |
| Arrays of Radio Dishes | |||
| Square Kilometre Array (SKA) | South Africa and Western Australia | Thousands of dishes, km 2 collecting area, partial array in 2020 | www.skatelescope.org |
| Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) | Atacama desert, Northern Chile | 66 7-m and 12-m dishes | www.almaobservatory.org |
| Very Large Array (VLA) | Socorro, New Mexico | 27-element array of 25-m dishes (36-km baseline) | www.science.nrao.edu/facilities/vla |
| Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) | Westerbork, the Netherlands | 12-element array of 25-m dishes (1.6-km baseline) | www.astron.nl/radio-observatory/public/public-0 |
| Very Long Baseline Array (VLBA) | Ten US sites, HI to the Virgin Islands | 10-element array of 25-m dishes (9000 km baseline) | www.science.nrao.edu/facilities/vlba |
| Australia Telescope Compact Array (ATCA) | Several sites in Australia | 8-element array (seven 22-m dishes plus Parkes 64 m) | www.narrabri.atnf.csiro.au |
| Multi-Element Radio Linked Interferometer Network (MERLIN) | Cambridge, England, and other British sites | Network of seven dishes (the largest is 32 m) | www.e-merlin.ac.uk |
| Millimeter-wave Telescopes | |||
| IRAM | Granada, Spanien | 30-m steerable mm-wave dish | www.iram-institute.org |
| James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) | Mauna Kea, HI | 15-m steerable mm-wave dish | www.eaobservatory.org/jcmt |
| Nobeyama Radio Observatory (NRO) | Minamimaki, Japan | 6-element array of 10-m wave dishes | www.nro.nao.ac.jp/en |
| Hat Creek Radio Observatory (HCRO) | Cassel, CA | 6-element array of 5-m wave dishes | www.sri.com/research-development/specialized-facilities/hat-creek-radio-observatory |
Radio Interferometry
As we discussed earlier, a telescope’s ability to show us fine detail (its resolution) depends upon its aperture, but it also depends upon the wavelength of the radiation that the telescope is gathering. The longer the waves, the harder it is to resolve fine detail in the images or maps we make. Because radio waves have such long wavelengths, they present tremendous challenges for astronomers who need good resolution. In fact, even the largest radio dishes on Earth, operating alone, cannot make out as much detail as the typical small visible-light telescope used in a college astronomy lab. To overcome this difficulty, radio astronomers have learned to sharpen their images by linking two or more radio telescopes together electronically. Two or more telescopes linked together in this way are called an interferometer.
“Interferometer” may seem like a strange term because the telescopes in an interferometer work cooperatively they don’t “interfere” with each other. Interference, however, is a technical term for the way that multiple waves interact with each other when they arrive in our instruments, and this interaction allows us to coax more detail out of our observations. The resolution of an interferometer depends upon the separation of the telescopes, not upon their individual apertures. Two telescopes separated by 1 kilometer provide the same resolution as would a single dish 1 kilometer across (although they are not, of course, able to collect as much radiation as a radio-wave bucket that is 1 kilometer across).
To get even better resolution, astronomers combine a large number of radio dishes into an interferometer array. In effect, such an array works like a large number of two-dish interferometers, all observing the same part of the sky together. Computer processing of the results permits the reconstruction of a high-resolution radio image. The most extensive such instrument in the United States is the National Radio Astronomy Observatory’s Very Large Array (VLA) near Socorro, New Mexico. It consists of 27 movable radio telescopes (on railroad tracks), each having an aperture of 25 meters, spread over a total span of about 36 kilometers. By electronically combining the signals from all of its individual telescopes, this array permits the radio astronomer to make pictures of the sky at radio wavelengths comparable to those obtained with a visible-light telescope, with a resolution of about 1 arcsecond.
The Atacama Large Millimeter/submillimeter array (ALMA) in the Atacama Desert of Northern Chile ( Figure 4 ), at an altitude of 16,400 feet, consists of 12 7-meter and 54 12-meter telescopes, and can achieve baselines up to 16 kilometers. Since it became operational in 2013, it has made observations at resolutions down to 6 milliarcseconds (0.006 arcseconds), a remarkable achievement for radio astronomy.
Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA).
Figur 4. Located in the Atacama Desert of Northern Chile, ALMA currently provides the highest resolution for radio observations. (credit: ESO/S. Guisard)
Initially, the size of interferometer arrays was limited by the requirement that all of the dishes be physically wired together. The maximum dimensions of the array were thus only a few tens of kilometers. However, larger interferometer separations can be achieved if the telescopes do not require a physical connection. Astronomers, with the use of current technology and computing power, have learned to time the arrival of electromagnetic waves coming from space very precisely at each telescope and combine the data later. If the telescopes are as far apart as California and Australia, or as West Virginia and Crimea in Ukraine, the resulting resolution far surpasses that of visible-light telescopes.
The United States operates the Very Long Baseline Array (VLBA), made up of 10 individual telescopes stretching from the Virgin Islands to Hawaii ( Figure 5 ). The VLBA, completed in 1993, can form astronomical images with a resolution of 0.0001 arcseconds, permitting features as small as 10 astronomical units (AU) to be distinguished at the center of our Galaxy.
Very Long Baseline Array.
Abbildung 5. This map shows the distribution of 10 antennas that constitute an array of radio telescopes stretching across the United States and its territories.
Recent advances in technology have also made it possible to do interferometry at visible-light and infrared wavelengths. At the beginning of the twenty-first century, three observatories with multiple telescopes each began using their dishes as interferometers, combining their light to obtain a much greater resolution. In addition, a dedicated interferometric array was built on Mt. Wilson in California. Just as in radio arrays, these observations allow astronomers to make out more detail than a single telescope could provide.
| Visible-Light Interferometers | ||||
|---|---|---|---|---|
| Longest Baseline (m) | Telescope Name | Ort | Spiegel | Status |
| 400 | CHARA Array (Center for High Angular Resolution Astronomy) | Mount Wilson, CA | Six 1-m telescopes | Operational since 2004 |
| 200 | Very Large Telescope | Cerro Paranal, Chile | Four 8.2-m telescopes | Completed 2000 |
| 85 | Keck I and II telescopes | Mauna Kea, HI | Two 10-m telescopes | Operated from 2001 to 2012 |
| 22.8 | Large Binocular Telescope | Mount Graham, AZ | Two 8.4-m telescopes | First light 2004 |
Radar Astronomy
Radar is the technique of transmitting radio waves to an object in our solar system and then detecting the radio radiation that the object reflects back. The time required for the round trip can be measured electronically with great precision. Because we know the speed at which radio waves travel (the speed of light), we can determine the distance to the object or a particular feature on its surface (such as a mountain).
Radar observations have been used to determine the distances to planets and how fast things are moving in the solar system (using the Doppler effect, discussed in the Radiation and Spectra chapter). Radar waves have played important roles in navigating spacecraft throughout the solar system. In addition, as will be discussed in later chapters, radar observations have determined the rotation periods of Venus and Mercury, probed tiny Earth-approaching asteroids, and allowed us to investigate the mountains and valleys on the surfaces of Mercury, Venus, Mars, and the large moons of Jupiter.
Any radio dish can be used as a radar telescope if it is equipped with a powerful transmitter as well as a receiver. The most spectacular facility in the world for radar astronomy is the 1000-foot (305-meter) telescope at Arecibo in Puerto Rico ( Figure 6 ). The Arecibo telescope is too large to be pointed directly at different parts of the sky. Instead, it is constructed in a huge natural “bowl” (more than a mere dish) formed by several hills, and it is lined with reflecting metal panels. A limited ability to track astronomical sources is achieved by moving the receiver system, which is suspended on cables 100 meters above the surface of the bowl. An even larger (500-meter) radar telescope is currently under construction. Es ist der Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST) in China and is expected to be completed in 2016.
Largest Radio and Radar Dish.
Figure 6. The Arecibo Observatory, with its 1000-foot radio dish-filling valley in Puerto Rico, is part of the National Astronomy and Ionosphere Center, operated by SRI International, USRA, and UMET under a cooperative agreement with the National Science Foundation. (credit: National Astronomy and Ionosphere Center, Cornell U., NSF)
In the 1930s, radio astronomy was pioneered by Karl G. Jansky and Grote Reber. A radio telescope is basically a radio antenna (often a large, curved dish) connected to a receiver. Significantly enhanced resolution can be obtained with interferometers, including interferometer arrays like the 27-element VLA and the 66-element ALMA. Expanding to very long baseline interferometers, radio astronomers can achieve resolutions as precise as 0.0001 arcsecond. Radar astronomy involves transmitting as well as receiving. The largest radar telescope currently in operation is a 305-meter bowl at Arecibo.
Telescopes and the electromagnetic spectrum
Astronomers use telescopes that detect different parts of the electromagnetic spectrum. Each type of telescope can only detect one part of the electromagnetic spectrum. There are radio telescopes, infrared telescopes, optical (visible light) telescopes and so on.
We can’t see most of the radiation detected, so computers turn data into images we can see. Many of the images you see of space have amazing colours – these are called false colours because computers have taken the data from wavelengths we can’t see and presented them as colours we can see.
Astronomers have a huge problem detecting radiation from space because the Earth’s atmosphere blocks most of it and stops it from reaching the surface. Visible light and radio waves get through to telescopes on the ground, and some detectors (infrared, UV and gamma) work when they are high up on mountains. The best place to detect most radiation is above the blocking atmosphere, so some telescopes are put in orbit around the Earth. Even visible light is distorted by the atmosphere, so clearer pictures can be got from orbiting telescopes. For example, the Hubble Space Telescope is positioned outside the Earth’s atmosphere and takes very sharp images of very distant objects in space.
