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Ich lese gerade über Radioastronomie und bin auf dieses Papier aus dem Jahr 1964 gestoßen. Unten auf Seite 193 verwendet der Autor eine Einheit, die ich bei der Diskussion der Radioenergieemission von Sternen noch nie gesehen habe:
Jetzt geben die Ausbrüche auf der Sonne eine Intensität auf der Erde von $10^{19}$ zu $10^{20}$ $wm^{-2}(c/s)^{-1}$
Ich vermute, es ist "Watt pro Quadratmeter pro [etwas] pro Sekunde", aber ich bin mir nicht sicher, was das [etwas] ist.
Eine ähnliche Einheit erscheint in diesem Papier in der ersten Zeile auf Seite 364:
Das Vergleichsband im Radiometer, das ungefähr 3,25 Mc vom Signalband getrennt ist, trifft nie auf den Wasserstoff-Frequenzbereich.
Auch das sieht für mich nach Mega[etwas] aus. Kann da jemand etwas Licht ins Dunkel bringen?
Auf Seite 362 des zweiten Papiers erscheint das Gerät als $(Watt/M^2 )/(C/S)$ als Flusseinheit. Da die $C$ sieht aus wie Coulomb, aber das macht die $3,25 Mc$ im zweiten Zitat erscheinen seltsam.
Ich würde erwarten, dass die Autoren über das Signal sprechen in Bezug auf janskys, die heute gebräuchlichen Einheiten der Flussdichte. Die typische Definition ist $$1 ext{ Jansky}=10^{-26} ext{ Wattmeter}^{-2} ext{ Hertz}^{-1}$$ Ein Hertz ist ein Zyklus pro Sekunde, was mich vermuten lässt, dass das "c" für Zyklus steht. Es mag merkwürdig erscheinen, dass die Autoren Zyklen/Sekunde anstelle von Hertz verwenden, aber da die Arbeiten 1964 und 1955 veröffentlicht wurden und Hertz erst 1964 in großem Umfang übernommen wurde, ist der ältere Begriff "Zyklen pro Sekunde" passender, angesichts des Zeitraums.
Eine &ldquoseltsame&rdquo-Einheit Radioastronomie - Astronomie
Dieser Text wurde fast wörtlich aus dem bei uns erhältlichen Lehrerheft für Radioastronomie entnommen. Es ist daher mit Blick auf Lehrer als Publikum geschrieben, scheint jedoch für die Verwendung hier angemessen zu sein. Die wahrscheinlich häufigste Frage, die Sie von einem Nachbarn erhalten, der Ihr neuestes Antennenprojekt anstarrt, ist "Was können Sie damit tun?" Auch wenn es verlockend sein mag zu sagen, „tief fliegende Flugzeuge in die Luft zu jagen“, ist es einfach nicht umsichtig.
Im Gegensatz zur visuellen Astronomie stimuliert die Radio-Variante die Sinne kaum auf direkte Weise. Es ist eine Herausforderung, ein kleines Radioteleskop sowohl anregend als auch informativ einzusetzen. Dennoch gibt es viele mögliche Wege, die in diesem Bemühen verfolgt werden können. Die Besonderheiten der Jupiter- und Meteor-Beobachtungen werden an anderer Stelle in diesem Dokument behandelt (wird noch kommen). Nachfolgend werden einige Vorschläge für Projekte mit Standard-Radiometer-Radioteleskopen vorgestellt.
Es ist zu hoffen, dass von den Lehrern, die diese oder andere Ideen weiterverfolgen, detaillierte Beobachtungspläne erstellt werden, und dass dieselben Lehrer es für angebracht halten, diese Pläne in zukünftigen Aktualisierungen dieses Notizbuchs mit anderen zu teilen.
Solare Periodizität
Ein breitstrahlendes oder sonnennachführendes Radioteleskop kann verwendet werden, um die Sonnenaktivität über einen Zeitraum von zwei bis drei Monaten zu verfolgen. Die Daten werden auf Periodizität analysiert, die sich auf die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne beziehen könnte. Beachten Sie, dass die Rotation in Bezug auf den Breitengrad ungleichmäßig erfolgt. Eine Gruppe von Studenten könnte für die visuelle Verfolgung von Sonnenfleckengruppen verantwortlich sein, und es könnte versucht werden, diese Beobachtungen mit den Radiodaten zu korrelieren.
Die Suche nach HEPs
Hochenergiepulse (HEPs) werden seit einigen Jahren von Amateurfunkastronomen berichtet. Einige dieser Impulse sind (zumindest scheinbar) mit der Himmelsregion verbunden, die dem Zentrum unserer Milchstraße entspricht. Jüngste Beobachtungen von Gammastrahlenausbrüchen aus dieser Region durch professionelle Astronomen scheinen einige Hoffnung zu wecken, dass diese Amateurbeobachtungen tatsächlich eine Grundlage haben. Die Bestätigung, dass HEPs nicht-terrestrischen Ursprungs sind, muss sich auf gleichzeitige Beobachtungen durch weit voneinander entfernte Beobachter stützen. Dies erfordert eine koordinierte Anstrengung, die durch die gemeinsame Zusammenarbeit von zwei oder mehr Klassen erreicht werden könnte. Selbst wenn eine solche Suche null Ergebnisse liefert, könnte der Prozess viel dazulernen. Eine Methode zum Teilen und Korrelieren von Beobachtungen wäre erforderlich. Kommunikation per Modem und Computer wäre eine Möglichkeit. Auch ohne Zusammenarbeit zwischen Amateuren wäre die gleichzeitige Beobachtung eines HEP-Funkereignisses mit einer professionellen Beobachtung eines Gammablitzes von Bedeutung. Eine hochgenaue Timing-Kalibrierung wäre erforderlich. Ein Instrument mit typischer Amateurstrahlbreite sollte die Aufgabe recht gut erfüllen. Höhen- und Azimutverfolgung würden die Zeitdauer erhöhen, die das galaktische Zentrum beobachtet werden könnte.
Identifizierung der Wasserstoff-Emissionslinie
Es ist durchaus möglich, die Existenz der Energieemission durch interstellare Wasserstoffwolken nachzuweisen. Eine spektrale Darstellung kann leicht mit einem Oszilloskop, einem Rampenspannungsgenerator und einer Abwärtswandlerstufe erzeugt werden, die durch Anlegen einer externen Spannung abgestimmt wird. Eine solche Einheit wird in einem separaten Abschnitt dieses Notebooks (nicht jedoch in diesem Webdokument) beschrieben. Das Vorhandensein von interstellarem Wasserstoff wird als Unebenheit in der Oszilloskopanzeige beobachtet. Die Auflösung hängt von der Bandbreite des Empfängers sowie der Empfindlichkeit des Geräts ab. Eine schmale Bandbreite erzeugt ein schärferes Wasserstofflinienbild, leidet jedoch etwas an der Empfindlichkeit. Wenn ein gutes stationäres Frequenznormal zur Kalibrierung zur Verfügung steht, besteht sogar die Möglichkeit, dass die Dopplerverschiebung der Linie beobachtet werden kann. Dies legt die Möglichkeit nahe, die Relativbewegungen verschiedener Himmelsbereiche abzubilden. Ein solches Projekt mag zwar ambitioniert erscheinen, scheint aber für viele erreichbar zu sein.
Kartierung der Ebene der Milchstraße
Ein einfaches Projekt, das mit sehr bescheidenen Instrumenten erreichbar ist, wäre das Erkennen der allgemein flachen Form der Milchstraße. Das Projekt könnte mit einfachen Drift-Scan-Techniken durchgeführt werden. Mit zunehmendem Winkelabstand der Beobachtung vom galaktischen Zentrum wird eine Abnahme der Signalstärke beobachtet. Es konnte gezeigt werden, dass dies das erwartete Ergebnis einer Beobachtung innerhalb einer scheibenartigen Struktur an einem anderen Ort als dem Zentrum ist. Versuchen Sie, die Neigung des galaktischen Äquators zur Ekliptik abzuschätzen.
Demonstration der Funkerkennung von Wärmestrahlung
Diese einfache Demonstration lässt sich am einfachsten mit einem empfindlichen Radioteleskop (wenn auch nicht unbedingt mit großer Öffnung) bewerkstelligen, das im VHF- bis Mikrowellenbereich arbeitet. Die Idee ist zu zeigen, dass Schwarzkörperstrahlung als elektromagnetische Energie im Radiospektrum auftritt. Das Konzept der Schwarzkörperstrahler wird an anderer Stelle behandelt, ist aber für diese Demonstration wesentlich. Das Radioteleskop wird auf eine Vielzahl von Objekten gerichtet, einschließlich des kalten Himmels, des Bodens, eines Menschen oder eines Teils davon, eines Objekts mit geringer Masse und hohem Volumen wie einem Styroporblock oder einer Styroporplatte und bei ausreichender Empfindlichkeit auf den Mond. Jedes Objekt wird anvisiert und die Leistung des Teleskops notiert. Der Zusammenhang wird zwischen Temperatur und Leistung hergestellt.
Durch Anwendung der entsprechenden Formeln kann eine Abschätzung für die Temperatur der "stillen" Sonne erzielt werden. Mit Ruhe meinen wir relativ inaktive Sonne, wie sie oft in Jahren mit Sonnenfleckenminimum auftritt. Dazu ist es jedoch erforderlich, die Eigenschaften des Antennendiagramms und des Empfängers recht gut zu kennen. Es ist auch wichtig, die Hintergrundtemperatur des Himmels zu kennen. Das gleiche kann für den Mond getan werden.
Drift-Scans von Punktquellen
Dies ist die Aktivität, die im Amateurbereich am häufigsten ins Auge gefasst wird. Die Antenne wird entlang des "Meridians" ausgerichtet, dh entlang einer imaginären Linie, die zwischen dem Himmelspol und dem Azimut um 180 Grad verläuft (genau nach Süden für Beobachter der Nordhalbkugel). Die Elevation der Antenne wird der Deklination des Himmelsobjekts angepasst. Die tatsächliche Höhe hängt von der Breite des Beobachters nach der einfachen Formel ab:
Die Zeit, die das Objekt durch den Strahl der Antenne passiert, wird durch die Rektaszension (RA) des Objekts und die lokale Sternzeit (LST) bestimmt. Das Objekt wird "transit" (den Meridian überqueren), wenn die LST gleich der RA des Objekts ist.
Ein Sterntag ist die Zeit, die zwischen den Durchgängen eines entfernten (außerhalb des Sonnensystems) Himmelsobjekts vergeht. Die LST wird durch Kenntnis des Längengrades, der Ortszeit des Beobachters und des Verhältnisses der Ortszeit zur standardmäßigen Greenwich Mean Sidereal Time (GMST) berechnet. Um diese Beziehungen vollständig zu verstehen, ist es notwendig, ein mentales Bild der Himmelssphäre und ihrer Beziehung zur Geometrie der Erde in der Umlaufbahn um die Sonne zu erfassen. Viele grundlegende Astronomietexte erklären diese Begriffe gut. Die Zeit, die das Objekt benötigt, um den Strahl der Antenne zu passieren, hängt vom Antennendiagramm oder der Strahlbreite und der Deklination der Quelle ab. Wenn die Antenne näher am Himmelspol ausgerichtet wird, kann man intuitiv erkennen, dass die Winkelbewegung des Objekts einen kleineren Himmelsbogen umfasst. Am Pol selbst ist der Bogen unendlich klein und das Objekt scheint sich im Laufe der Zeit nicht zu bewegen. Wenn wir die Antenne vom Pol wegbewegen, wird die scheinbare Bewegung größer und somit erscheint die Laufzeit durch den Antennenstrahl kürzer. Diese Beziehung wird definiert durch:
Dabei ist t die Transitzeit in Minuten und die HPBW die halbe Leistungskeulenbreite der Antenne. Mit der gleichen Formel wird es möglich, die HPBW der Antenne zu bestimmen, wenn die Deklination der Quelle bekannt ist und die Zeit gemessen wird.
Eine &ldquoseltsame&rdquo-Einheit Radioastronomie - Astronomie
Montag Freitag 8:30 – 12:30 14:00 – 18:00
FUNKASTRONOMIEPRODUKTE
Alles, was Sie für originelle und faszinierende Erlebnisse in der Amateur- und semiprofessionellen Radioastronomie brauchen. Alle unsere Produkte sind passend für Standard-TV-SAT-Komponenten (Geschirr, LNB, Koaxialkabel 75Ohm) für den Empfang im Frequenzband 10-12 GHz ausgelegt.
Um ein Amateurradioteleskop zu bauen, werden folgende Komponenten benötigt:
- Empfänger (unsere sind RAL10KIT, RAL10AP und RAL10TS, siehe Unterschiede unten),
- Antenne (mit eigenem LNB oder unserem, thermostabilisiert und genauer sind die Antennen für Sat-TV perfekt zum Starten)
- Koaxialkabel zur Verbindung zwischen LNB und Receiver
- einen Computer, auf den Sie unsere Widder-Erfassungs- und Steuersoftware kostenlos herunterladen können, der über USB mit dem Empfänger verbunden wird.
Sie können unsere Produkte direkt bei uns kaufen: So geht's.
RAL10KIT
ein elektronisches Modul für diejenigen, die sich der Radioastronomie nähern möchten und bereits über ein Grundkonzept der elektronischen Montage verfügen, da der Benutzer autonom einen Behälter und eine geeignete Stromversorgung bereitstellen muss.
RAL10AP
die gebrauchsfertige Version des KIT, komplett mit Netzteil, mit der zusätzlichen Funktion eines Audioausgangs, mit dem Sie das aufgedeckte Geräusch hören können.
RAL10TS
der vollständigste und leistungsstärkste unserer Receiver, gebrauchsfertig und komplett mit Netzteil. Es wird vollständig von der Software über den PC gesteuert, es verfügt über einen Audioausgang, um das aufgedeckte Geräusch zu hören, und ist thermostabilisiert, wodurch eine höhere Genauigkeit und Stabilität der Messung ermöglicht wird.
WIDDER-SOFTWARE
Die Steuerungs- und Erfassungssoftware, die mit jedem Empfänger geliefert wird.
ZUBEHÖR
Neben den Empfängern finden Sie auch nützliches Zubehör: einen Abschwächer für die Beobachtung der Sonne mit sehr empfindlichen Instrumenten eine externe Batterie für den Einsatz unserer Empfänger in Gebieten ohne Stromnetz und eine externe Low Noise Block-Einheit (LNB). Sie können auch das mit Ihrer Antenne gelieferte LNB verwenden, beachten Sie jedoch, dass unser LNB thermostabilisiert ist, um eine größere Stabilität der Messung zu gewährleisten.
Inhalt
Bevor Jansky in den 1930er Jahren die Milchstraße beobachtete, spekulierten Physiker, dass Radiowellen aus astronomischen Quellen beobachtet werden könnten. In den 1860er Jahren hatten die Gleichungen von James Clerk Maxwell gezeigt, dass elektromagnetische Strahlung mit Elektrizität und Magnetismus verbunden ist und bei jeder Wellenlänge existieren könnte. Es wurden mehrere Versuche unternommen, die Radioemission der Sonne nachzuweisen, darunter ein Experiment der deutschen Astrophysiker Johannes Wilsing und Julius Scheiner im Jahr 1896 und ein Zentimeterwellen-Strahlungsapparat, der zwischen 1897 und 1900 von Oliver Lodge aufgestellt wurde. Diese Versuche konnten aufgrund von emission technische Grenzen der Instrumente. Die Entdeckung der radioreflektierenden Ionosphäre im Jahr 1902 führte die Physiker zu dem Schluss, dass die Schicht jede astronomische Radioübertragung in den Weltraum zurückwerfen würde, sodass sie nicht nachweisbar wäre. [1]
Karl Jansky machte Anfang der 1930er Jahre die Entdeckung der ersten astronomischen Radioquelle durch Zufall. Als Ingenieur bei Bell Telephone Laboratories untersuchte er die Statik, die die transatlantischen Kurzwellen-Sprachübertragungen störte. Mit einer großen Richtantenne bemerkte Jansky, dass sein analoges Stift-und-Papier-Aufzeichnungssystem ständig ein sich wiederholendes Signal unbekannter Herkunft aufzeichnete. Da das Signal etwa alle 24 Stunden seinen Höhepunkt erreichte, vermutete Jansky ursprünglich, dass die Quelle der Störung die Sonne war, die das Sichtfeld seiner Richtantenne kreuzte. Kontinuierliche Analysen zeigten, dass die Quelle nicht genau dem 24-Stunden-Tageszyklus der Sonne folgte, sondern sich stattdessen in einem Zyklus von 23 Stunden und 56 Minuten wiederholte. Jansky diskutierte die rätselhaften Phänomene mit seinem Freund, Astrophysiker und Lehrer Albert Melvin Skellett, der darauf hinwies, dass die Zeit zwischen den Signalspitzen genau die Länge eines Sterntages sei, die es für "feste" astronomische Objekte wie einen Stern, jedes Mal, wenn sich die Erde dreht, vor der Antenne passieren. [2] Durch den Vergleich seiner Beobachtungen mit optischen astronomischen Karten kam Jansky schließlich zu dem Schluss, dass die Strahlungsquelle ihren Höhepunkt erreichte, wenn seine Antenne auf den dichtesten Teil der Milchstraße im Sternbild Schütze gerichtet war. [3] Er kam zu dem Schluss, dass die seltsame Funkstörung durch interstellares Gas und Staub in der Galaxie erzeugt werden kann, da die Sonne (und daher andere Sterne) keine großen Sender von Funkrauschen sind. [2] (Janskys Spitzenradioquelle, eine der hellsten am Himmel, wurde in den 1950er Jahren als Schütze A bezeichnet und später angenommen, dass sie von Elektronen in einem starken Magnetfeld emittiert wird, anstatt galaktische "Gas und Staub" zu sein. Derzeit wird angenommen, dass dies Ionen in einer Umlaufbahn um ein massereiches Schwarzes Loch im Zentrum der Galaxie an einem Punkt sind, der jetzt als Sagitarius A* bezeichnet wird. Das Sternchen zeigt an, dass die Teilchen bei Sagitarius A ionisiert sind.) [4] [5] [ 6] [7] Jansky gab seine Entdeckung 1933 bekannt. Er wollte die Radiowellen der Milchstraße genauer untersuchen, aber Bell Labs beauftragte ihn mit einem anderen Projekt, so dass er keine weiteren Arbeiten auf dem Gebiet der Astronomie machte. Seine Pionierleistungen auf dem Gebiet der Radioastronomie wurden durch die Benennung der fundamentalen Einheit der Flussdichte, dem Jansky (Jy), nach ihm gewürdigt.
Grote Reber ließ sich von Janskys Arbeit inspirieren und baute 1937 in seinem Hinterhof ein parabolisches Radioteleskop mit 9 m Durchmesser. Er begann damit, Janskys Beobachtungen zu wiederholen, und führte dann die erste Himmelsdurchmusterung im Radiofrequenzbereich durch. [8] Am 27. Februar 1942 machte James Stanley Hey, ein Forschungsoffizier der britischen Armee, den ersten Nachweis von Radiowellen, die von der Sonne ausgesendet wurden. [9] Später in diesem Jahr entdeckte auch George Clark Southworth [10] in den Bell Labs wie Jansky Radiowellen von der Sonne. Beide Forscher waren an die Radarsicherheit in Kriegszeiten gebunden, daher veröffentlichte Reber, der dies nicht war, seine Erkenntnisse aus dem Jahr 1944 zuerst. [11] Mehrere andere Personen entdeckten unabhängig voneinander solare Radiowellen, darunter E. Schott in Dänemark [12] und Elizabeth Alexander, die auf der Norfolkinsel arbeitet. [13] [14] [15] [16]
An der Cambridge University, wo während des Zweiten Weltkriegs Ionosphärenforschung betrieben wurde, entwickelte J.A. Ratcliffe gründete zusammen mit anderen Mitgliedern des Telekommunikationsforschungsinstituts, das während des Krieges Radarforschung betrieben hatte, eine Radiophysik-Gruppe an der Universität, in der Radiowellenemissionen von der Sonne beobachtet und untersucht wurden.
Diese frühe Forschung weitete sich bald auf die Beobachtung anderer himmlischer Radioquellen aus und Interferometrietechniken wurden entwickelt, um die Winkelquelle der detektierten Emissionen zu isolieren. Martin Ryle und Antony Hewish von der Cavendish Astrophysics Group entwickelten die Technik der Earth-Rotation-Aperture-Synthese. Die Radioastronomiegruppe in Cambridge gründete in den 1950er Jahren das Mullard Radio Astronomy Observatory in der Nähe von Cambridge. In den späten 1960er und frühen 1970er Jahren, als Computer (wie der Titan) in der Lage wurden, die rechenintensiven Fourier-Transformations-Inversionen zu handhaben, verwendeten sie die Apertursynthese, um eine "One-Mile" und später eine "5 km" effektive Apertur unter Verwendung von zu erzeugen die One-Mile- und Ryle-Teleskope. Sie verwendeten das Cambridge Interferometer, um den Radiohimmel zu kartieren, und erstellten den zweiten (2C) und dritten (3C) Cambridge-Katalog der Radioquellen. [17]
Radioastronomen verwenden verschiedene Techniken, um Objekte im Radiospektrum zu beobachten. Instrumente können einfach auf eine energiereiche Radioquelle gerichtet werden, um ihre Emission zu analysieren. Um eine Himmelsregion detaillierter "abzubilden", können mehrere überlappende Scans aufgenommen und zu einem Mosaikbild zusammengefügt werden. Die Art des verwendeten Instruments hängt von der Stärke des Signals und der erforderlichen Detailgenauigkeit ab.
Beobachtungen von der Erdoberfläche sind auf Wellenlängen beschränkt, die die Atmosphäre passieren können. Bei niedrigen Frequenzen oder langen Wellenlängen wird die Übertragung durch die Ionosphäre begrenzt, die Wellen mit Frequenzen unterhalb ihrer charakteristischen Plasmafrequenz reflektiert. Wasserdampf stört die Radioastronomie bei höheren Frequenzen, was zum Bau von Radioobservatorien geführt hat, die Beobachtungen bei Millimeterwellenlängen an sehr hohen und trockenen Standorten durchführen, um den Wasserdampfgehalt in der Sichtlinie zu minimieren. Schließlich können Sendegeräte auf der Erde Hochfrequenzstörungen verursachen. Aus diesem Grund werden viele Funkobservatorien an abgelegenen Orten gebaut.
Radioteleskope Bearbeiten
Radioteleskope müssen möglicherweise extrem groß sein, um Signale mit niedrigem Signal-Rausch-Verhältnis zu empfangen. Da auch die Winkelauflösung eine Funktion des Durchmessers des "Objektivs" im Verhältnis zur Wellenlänge der beobachteten elektromagnetischen Strahlung ist, Radioteleskope müssen im Vergleich zu ihren optischen Pendants viel größer sein. Zum Beispiel ist ein optisches Teleskop mit einem Durchmesser von 1 Meter zwei Millionen Mal größer als die Wellenlänge des beobachteten Lichts, was eine Auflösung von ungefähr 0,3 Bogensekunden ergibt, während ein Radioteleskop, das um ein Vielfaches so groß ist, je nach beobachteter Wellenlänge, nur ein Objekt von der Größe des Vollmonds (30 Bogenminuten) auflösen können.
Radiointerferometrie Bearbeiten
Die Schwierigkeit, mit einzelnen Radioteleskopen hohe Auflösungen zu erzielen, führte 1946 zur Radiointerferometrie, die vom britischen Radioastronomen Martin Ryle und dem australischen Ingenieur, Radiophysiker und Radioastronomen Joseph Lade Pawsey und Ruby Payne-Scott entwickelt wurde. Überraschenderweise der erste Einsatz eines Radiointerferometers für eine astronomische Beobachtung wurde von Payne-Scott, Pawsey und Lindsay McCready am 26. Januar 1946 mit a . durchgeführt Single umgewandelte Radarantenne (Broadside Array) bei 200 MHz in der Nähe von Sydney, Australien. Diese Gruppe nutzte das Prinzip eines Sea-Cliff-Interferometers, bei dem die Antenne (früher ein Radar aus dem Zweiten Weltkrieg) die Sonne bei Sonnenaufgang beobachtete, wobei Interferenzen aus der direkten Strahlung der Sonne und der reflektierten Strahlung vom Meer resultierten. Mit dieser Basislinie von fast 200 Metern stellten die Autoren fest, dass die Sonnenstrahlung während der Burst-Phase viel kleiner war als die der Sonnenscheibe und aus einer Region stammte, die mit einer großen Sonnenfleckengruppe verbunden ist. Die australische Gruppe legte die Prinzipien der Apertursynthese in einer bahnbrechenden Veröffentlichung von 1947 dar. Die Verwendung eines Meeresklippen-Interferometers wurde während des Zweiten Weltkriegs von zahlreichen Gruppen in Australien, dem Iran und Großbritannien demonstriert, die Interferenzen beobachtet hatten Streifen (die direkte Radarrückstrahlung und das vom Meer reflektierte Signal) von ankommenden Flugzeugen.
Mitte Juli 1946 beobachtete die Cambridge-Gruppe von Ryle und Vonberg erstmals die Sonne bei 175 MHz mit einem Michelson-Interferometer, das aus zwei Funkantennen mit Abständen von einigen zehn Metern bis zu 240 Metern bestand. Sie zeigten, dass die Radiostrahlung kleiner als 10 Bogenminuten war und entdeckten auch zirkulare Polarisation in den Typ-I-Ausbrüchen. Etwa zur gleichen Zeit hatten auch zwei andere Gruppen eine zirkulare Polarisation entdeckt (David Martyn in Australien und Edward Appleton mit James Stanley Hey in Großbritannien).
Moderne Radiointerferometer bestehen aus weit voneinander entfernten Radioteleskopen, die dasselbe Objekt beobachten, die über Koaxialkabel, Wellenleiter, Glasfaser oder eine andere Art von Übertragungsleitung miteinander verbunden sind. Dies erhöht nicht nur das gesammelte Gesamtsignal, sondern kann auch in einem Prozess namens Apertursynthese verwendet werden, um die Auflösung erheblich zu erhöhen. Diese Technik funktioniert durch Überlagerung ("Interferenz") der Signalwellen von den verschiedenen Teleskopen nach dem Prinzip, dass Wellen, die mit derselben Phase zusammenfallen, sich gegenseitig addieren, während zwei Wellen mit entgegengesetzten Phasen sich gegenseitig aufheben. Dadurch entsteht ein kombiniertes Teleskop, das die Größe der am weitesten auseinander liegenden Antennen im Array hat. Um ein qualitativ hochwertiges Bild zu erzeugen, sind viele verschiedene Abstände zwischen verschiedenen Teleskopen erforderlich (der projizierte Abstand zwischen zwei beliebigen Teleskopen von der Radioquelle aus gesehen wird als "Basislinie" bezeichnet) – so viele verschiedene Basislinien wie möglich sind erforderlich um eine gute Bildqualität zu erhalten. Das Very Large Array verfügt beispielsweise über 27 Teleskope, die gleichzeitig 351 unabhängige Basislinien liefern.
Interferometrie mit sehr langer Basislinie Bearbeiten
Ab den 1970er Jahren ermöglichten Verbesserungen der Stabilität von Radioteleskopempfängern die Kombination von Teleskopen aus der ganzen Welt (und sogar aus der Erdumlaufbahn), um Interferometrie mit sehr langer Basislinie durchzuführen. Anstatt die Antennen physisch zu verbinden, werden die an jeder Antenne empfangenen Daten mit Zeitinformationen, normalerweise von einer lokalen Atomuhr, gepaart und dann zur späteren Analyse auf Magnetband oder Festplatte gespeichert. Zu diesem späteren Zeitpunkt werden die Daten mit ähnlich aufgezeichneten Daten von anderen Antennen korreliert, um das resultierende Bild zu erzeugen. Mit dieser Methode ist es möglich, eine Antenne zu synthetisieren, die effektiv die Größe der Erde hat. Die großen Entfernungen zwischen den Teleskopen ermöglichen sehr hohe Winkelauflösungen, die in keinem anderen Bereich der Astronomie weit übertroffen werden. Bei den höchsten Frequenzen sind synthetisierte Strahlen von weniger als 1 Millibogensekunde möglich.
Die herausragenden VLBI-Arrays, die heute in Betrieb sind, sind das Very Long Baseline Array (mit Teleskopen in ganz Nordamerika) und das European VLBI Network (Teleskope in Europa, China, Südafrika und Puerto Rico). Jedes Array arbeitet normalerweise separat, aber gelegentliche Projekte werden zusammen beobachtet, was zu einer erhöhten Empfindlichkeit führt. Dies wird als globales VLBI bezeichnet. Es gibt auch ein VLBI-Netzwerk, das in Australien und Neuseeland als LBA (Long Baseline Array) [19] tätig ist, und Arrays in Japan, China und Südkorea, die zusammen das East-Asian VLBI Network (EAVN) bilden. [20]
Von Anfang an war die Aufzeichnung von Daten auf Festplatten die einzige Möglichkeit, die an jedem Teleskop aufgezeichneten Daten für eine spätere Korrelation zusammenzuführen. Die heutige Verfügbarkeit weltweiter Netze mit hoher Bandbreite macht es jedoch möglich, VLBI in Echtzeit durchzuführen. Diese Technik (als e-VLBI bezeichnet) wurde ursprünglich in Japan entwickelt und in jüngerer Zeit in Australien und in Europa von der EVN (Europäisches VLBI-Netzwerk) übernommen, die jährlich eine zunehmende Anzahl wissenschaftlicher e-VLBI-Projekte durchführt. [21]
Die Radioastronomie hat zu einer erheblichen Zunahme des astronomischen Wissens geführt, insbesondere durch die Entdeckung mehrerer Klassen neuer Objekte, darunter Pulsare, Quasare [22] und Radiogalaxien. Dies liegt daran, dass die Radioastronomie es uns ermöglicht, Dinge zu sehen, die in der optischen Astronomie nicht nachweisbar sind. Solche Objekte repräsentieren einige der extremsten und energetischsten physikalischen Prozesse im Universum.
Auch die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wurde erstmals mit Radioteleskopen nachgewiesen. Radioteleskope wurden jedoch auch verwendet, um Objekte viel näher an der Heimat zu untersuchen, einschließlich Beobachtungen der Sonne und der Sonnenaktivität sowie Radarkartierungen der Planeten.
Eine &ldquoseltsame&rdquo-Einheit Radioastronomie - Astronomie
Hochfrequenzstörungen: Projekte und Aktivitäten, die für das Klassenzimmer für Erdwissenschaften, Astronomie und Physik der High School entwickelt wurden Susan Dunn Tewksbury Memorial High School Jason Brown Tyngsboro High School Preethi Pratap MIT Haystack Observatory
Das von der NSF finanzierte Programm Research Experiences for Teachers (RET) bringt Lehrer in Forschungsumgebungen, um mit Wissenschaftlern zu interagieren und die Erfahrungen in den Unterricht zu übertragen. Wir werden eine RET-Erfahrung am MIT Haystack Observatory beschreiben, bei der ein AR3000A-Kommunikationsempfänger und eine Discone-Antenne als Grundlage für eine Unterrichtseinheit für Erdwissenschaften, Astronomie und Physik verwendet wurden. Die Projekte und Aktivitäten in dieser Einheit wurden entwickelt, um das Lernen und das Verständnis der Schüler in der Radioastronomie, des elektromagnetischen Spektrums, der Wellendynamik, der Signalausbreitung, der Meteoritenerkennung und der Hochfrequenzinterferenz zu fördern. Darüber hinaus verwendet dieses RET-Projekt die Software SEARFE (Students Examining Australia. s Radio Frequency Environment), die für die Verwendung mit dem AR3000A-Kommunikationsempfänger entwickelt wurde, um Frequenzen über die Funkbandbreite zu scannen und zu überwachen, um Bereiche mit geringer und hoher Nutzung im Funkspektrum zu bestimmen. Zu den Unterrichtsaktivitäten gehören das Scannen geschützter Radioastronomie-Bandbreiten, die Untersuchung der Funkumgebung, die zeitliche Variation der Signalstärke, die Signalstärke im Vergleich zu Standortstudien, die Erkennung von Meteoren mit dem AR300A-Empfänger, die Kartierung der RFI-Umgebung Ihrer Schule, AM-Funkinterferenzen und Signalausbreitungseffekte . Der Schwerpunkt der Einheit. Seine Aktivitäten bestehen darin, sich mit den Massachusetts State Science Frameworks für elektromagnetische Strahlung, Wellen, Kosmologie sowie Materie und Energie im Erdsystem zu befassen und ein Verständnis dafür zu fördern, wie alltägliche Kommunikationsgeräte Hochfrequenzinterferenzen mit empfindlichen Radioastronomiegeräten verursachen können. Die Projekte und Aktivitäten der Einheit werden im Unterricht eingesetzt, ergänzt und die Ergebnisse der Unterrichtserfahrung diskutiert.
Glossar der Radioastronomie
Das folgende Glossar bezieht sich auf Radio und allgemeine Astronomie und kann für Personen nützlich sein, die mit einigen Begriffen auf dieser Website nicht vertraut sind.
EIN
Absolute Größe
Eine Skala zum Messen der tatsächlichen Helligkeit eines Himmelsobjekts, ohne die Entfernung des Objekts zu berücksichtigen. Die absolute Magnitude misst, wie hell ein Objekt erscheinen würde, wenn es genau 10 Parsec (etwa 33 Jahre) von der Erde entfernt wäre.
Absoluter Nullpunkt
Die Temperatur, bei der die Bewegung aller Atome und Moleküle aufhört und keine Wärme abgegeben wird. Der absolute Nullpunkt wird bei 0 Grad K oder -273,16 Grad Celsius erreicht.
Der Prozess, bei dem sich Staub und Gas zu größeren Körpern ansammeln.
Akkretionsscheibe
Eine Gasscheibe, die sich um ein Gravitationszentrum wie einen Zwergstern oder ein Schwarzes Loch ansammelt. Wird normalerweise gebildet, wenn Materie von einem anderen nahen Stern gezogen wird.
Die reflektierende Eigenschaft eines nicht leuchtenden Objekts. Ein Komet zum Beispiel hat eine Albedo von etwa halb so viel wie ein Kohleklumpen.
Der Winkelabstand eines Objekts über dem Horizont.
Materie, die aus Teilchen besteht, deren Ladungen denen der gewöhnlichen Materie entgegengesetzt sind. In Antimaterie haben Protonen eine negative Ladung, während Elektronen eine positive Ladung haben.
Die Größe der Öffnung, durch die das Licht in einem Teleskop fällt, oder die Größe einer Schüssel in einem Radioteleskop.
Der Punkt in der Umlaufbahn eines Objekts wie eines Kometen oder Planeten, an dem es am weitesten von der Sonne entfernt ist.
Scheinbare Größe
Die scheinbare Helligkeit eines Objekts am Himmel, wie es einem Beobachter auf der Erde erscheint. Helle Objekte haben eine geringe scheinbare Helligkeit, während dunkle Objekte eine höhere scheinbare Helligkeit haben.
Ein kleiner planetarischer Körper im Orbit um die Sonne. Die meisten Asteroiden befinden sich in einem Gürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Diese können mit Radioteleskopen mittels Radar kartiert werden.
Astrochemie
Der Wissenschaftszweig, der die chemischen Wechselwirkungen zwischen Staub und Gas zwischen Sternen erforscht.
Astronomische Einheit (AU)
Eine Maßeinheit, die der durchschnittlichen Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht, ungefähr 93 Millionen Meilen oder 150 Millionen Kilometer.
Eine Gasschicht, die einen Planeten, Stern oder Mond umgibt.
Ein Leuchten in der Ionosphäre eines Planeten, das durch die Wechselwirkung zwischen dem Magnetfeld und geladenen Teilchen von der Sonne verursacht wird.
Auch als Pole bekannt, ist dies eine gedachte Linie durch das Rotationszentrum eines Objekts.
Der Winkelabstand eines Objekts um oder parallel zum Horizont von einem vordefinierten Nullpunkt.
B
Die Theorie, die besagt, dass das Universum während einer katastrophalen Explosion vor etwa 13,7 Milliarden Jahren aus einem einzigen Punkt im Weltraum entstanden ist. Dies ist die derzeit akzeptierte Theorie für den Ursprung des Universums und wird durch Messungen der Hintergrundstrahlung und der beobachteten Ausdehnung des Weltraums gestützt.
Ein System von zwei Sternen, die sich umeinander kreisen.
Der kollabierte Kern eines massereichen Sterns. Der Kollaps geht weiter, bis sich eine Singularität bildet und die auf alles um sie herum ausgeübte Gravitationskraft so stark ist, dass nicht einmal Licht entweichen kann.
Eine Verschiebung der Linien eines Objektspektrums zum blauen Ende hin. Objekte wie die auf uns zukommende Andromeda-Galaxie zeigen dies.
C
Die Zeitdauer einer Aufnahme mit einem Teleskop.
Himmelsäquator
Eine imaginäre Linie, die die Himmelskugel in eine Nord- und Südhalbkugel teilt.
Himmelspole
Der Nord- und Südpol der oben genannten Himmelssphäre.
Himmlische Sphäre
Eine imaginäre Kugel um die Erde, auf der die Sterne und Planeten zu stehen scheinen.
Cepheid-Variable
Dies ist eine Variable, deren Licht in einem regelmäßigen Zyklus pulsiert. Die Schwankungsperiode hängt von der Helligkeit des Sterns ab. Hellere Cepheiden haben eine längere Zeit. Wird verwendet, um die Hubble-Konstante von Edwin Hubble zu bestimmen.
Chromosphäre
Der Teil der Sonnenatmosphäre direkt über der Oberfläche.
Zirkumpolarer Stern
Ein Stern, der nie untergeht, sondern immer über dem Horizont bleibt. Dies hängt von der Position des Beobachters ab und davon, wie weit über oder unter (für Nord- und Südpol) der Äquator, von dem aus er betrachtet wird.
Kreisstellare Scheibe
Eine torusförmige oder ringförmige Ansammlung von Gas, Staub oder anderen Trümmern im Orbit um einen Stern in verschiedenen Phasen seines Lebenszyklus.
Ein Bereich aus Staub oder Gas, der den Kern eines Kometenkörpers umgibt. Normalerweise umhüllt der Hauptkern, der deutlich kleiner ist.
Eine gigantische Kugel aus Eis und Gestein, die die Sonne in einer sehr exzentrischen Umlaufbahn umkreist. Einige Kometen haben eine Umlaufbahn, die sie in die Nähe der Sonne bringt, wo sie einen langen Schweif aus Gas und Staub bilden, wenn sie von den Sonnenstrahlen erhitzt werden.
Verbindung
Ein Ereignis, das auftritt, wenn zwei oder mehr Himmelsobjekte nahe beieinander am Himmel erscheinen.
Konstellation
Eine Gruppierung von Sternen, die ein imaginäres Bild am Himmel ergeben.
The outer part of the Sun’s atmosphere usually invisible except during an eclipse or from spacecraft fitted with special occulting discs.
Atomic nuclei (mostly protons) that are observed to strike the Earth’s atmosphere with extremely high amounts of energy. Can result in marks on CCD digital cameras when taking astronomical images.
A branch of science that deals with studying the origin, structure, and nature of the universe.
D
Dark Matter
A term used to describe a theory which predicts that a large amount of the matter in our universe cannot be seen, but can be detected by its gravitational effects on other bodies.
Debris Disk
A ring-shaped circumstellar disk of dust and debris in orbit around a star. Seen in the earliest period of the formation of solar systems around stars such as our Sun.
Deklination
The angular distance of an object in the sky from the celestial equator. (Abbreviated DEC)
The amount of matter contained within a given volume.
The surface of the Sun or other celestial body projected against the sky.
Doppler Effect
The apparent change in wavelength of sound or light emitted by an object in relation to an observer’s position. An easy analogy for this is the sound of a police siren as it approaches and then goes away from a stationary listener, and the change in pitch.
Double Star
A grouping of two stars. This grouping can be apparent, where the stars seem close together, or physical, such as a binary system.
Dwarf Planet
A celestial body orbiting the Sun that is massive enough to be rounded by its own gravity but has not cleared its neighbouring region of planetesimals and is not a satellite. Definition clarified by the IAU several years ago when the de-classified the former planet Pluto.
E
Exzentrizität
The measure of how an object’s orbit differs from a perfect circle.
The total or partial blocking of one celestial body by another.
Eclipsing Binary
A binary system where one object passes in front of the other, cutting off some or all of its radiation. (e.g. light)
An imaginary line in the sky traced by the Sun as it moves in its yearly path through the sky.
Electromagnetic Radiation
The radiation emitted across the entire electromagnetic spectrum from radio to gamma rays.
Electromagnetic Spectrum
The full range of frequencies, from radio waves to gamma waves. Long wavelength to short respectively.
An ellipse is an oval shape. Johannes Kepler discovered that the orbits of planets were elliptical in shape rather than circular.
Elliptische Galaxie
A galaxy whose structure shaped like an ellipse and is smooth and lacks complex structures such as spiral arms.
The angular distance of a planetary body from the Sun as seen from Earth.
A table of data arranged by date. Ephemeris tables are typically there to list the positions of the Sun, Moon, planets and other solar system objects.
The two points at which the Sun crosses the celestial in its yearly path in the sky.
Escape Velocity
The speed required for an object to escape the gravitational pull of an astronomical body.
Event Horizon
The invisible boundary around a black hole past which nothing can escape the gravitational pull – not even light.
Extragalactic
A term that means outside of or beyond our own milky way galaxy.
Extraterrestrial
A term used to describe anything that does not originate on Earth. SETI is the search for intelligent life outside of our planet.
F
In physics and chemistry, the Faraday constant (named after Michael Faraday) is the magnitude of electric charge per mole of electrons.
Bright patches that are visible on the Sun’s surface, or photosphere in optical wavelengths.
A faint red star that appears to change in brightness due to explosions on its surface. These can be rapid and sometimes periodic.
G
Galactic Halo
The name given to the spherical region surrounding the centre, or nucleus of a galaxy
Galactic Nucleus
A tight concentration of stars, and in some cases a supermassive black hole, found at the innermost regions of a galaxy.
A large grouping of stars, of which our Milky Way is one type.
The highest energy, shortest wavelength form of electromagnetic radiation.
Geosynchronous Orbit
An orbit in which a satellite’s orbital velocity is matched to the rotational velocity of the planet. A spacecraft in geosynchronous orbit appears to hang motionless above one position of a planet’s surface.
Giant Molecular Cloud (GMC)
Massive clouds of gas in interstellar space composed primarily of hydrogen molecules. These clouds have enough mass to produce thousands of stars and are frequently the sites of new star formation.
Globular Cluster
A tight, spherical grouping of hundreds of thousands of stars. Globular clusters are composed of older stars and are usually found around the central regions of a galaxy.
Gravitational Lens
A concentration of matter such as a galaxy or cluster of galaxies that bends light rays from a background object. Gravitational lensing results in duplicate images of distant objects.
A mutual physical force of nature that causes two bodies to attract each other.
H
The point in space at which the solar wind meets the interstellar medium or solar wind from other stars.
Heliosphere
The space within the boundary of the heliopause containing the Sun and the Solar System.
An element consisting of one electron and one proton. Hydrogen is the lightest of the elements and is the building block of the universe. Stars form from massive clouds of hydrogen gas.
Hubble’s Law
The law of physics that states that the farther a galaxy is from us, the faster it is moving away from us.
Hydrostatic equilibrium
A state that occurs when compression due to gravity is balanced by a pressure gradient which creates a pressure gradient force in the opposite direction. Hydrostatic equilibrium is responsible for keeping stars from imploding and for giving planets their spherical shape.
Hypergalaxy
A system consisting of a spiral galaxy surrounded by several dwarf white galaxies, often ellipticals. Our galaxy and the Andromeda galaxy are examples of hypergalaxies.
Ich
Inclination
A measure of the tilt of a planet’s orbital plane in relation to that of the Earth.
Inferior Conjunction
A conjunction of an inferior planet that occurs when the planet is lined up directly between the Earth and the Sun.
International Astronomical Union (IAU)
The internationally recognised authority for assigning designations to celestial bodies and their surface features.
Interplanetary Magnetic Field
The magnetic field carried along with the solar wind.
Interstellar Medium
The gas and dust that exists in open space between the stars.
A region of charged particles in a planet’s upper atmosphere. In Earth’s atmosphere, the ionosphere begins at an altitude of about 25 miles and extends outward about 250.
Irregular Galaxy
A galaxy with no spiral structure and no symmetric shape. Irregular galaxies are usually filamentary or very clumpy in shape.
J
A unit used in radio astronomy to indicate the flux density (the rate of flow of radio waves) of electromagnetic radiation received from outer space. A typical radio source has a spectral flux density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honour Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.
A narrow stream of gas or particles ejected from an accretion disk surrounding a star or black hole.
K
A temperature scale used in sciences such as astronomy to measure extremely cold temperatures. The Kelvin temperature scale is just like the Celsius scale except that the freezing point of water, zero degrees Celsius, is equal to 273 degrees Kelvin. Absolute zero, the coldest known temperature, is reached at 0 degrees Kelvin or -273.16 degrees Celsius.
Kepler’s Laws
Three laws that define the motion of bodies around s star or in orbit, formulated by Johannes Kepler.
A distance equal to 1000 parsecs.
Kuiper Gürtel
A large ring of icy, primitive objects beyond the orbit of Neptune. Kuiper Belt objects are believed to be remnants of the original material that formed the Solar System. Some astronomers believe Pluto and Charon are Kuiper Belt objects.
L
Lagrange Point
A series of stable orbital positions proven by French mathematician and astronomer Joseph Louis Lagrange.
Lenticular Galaxy
A disk-shaped galaxy that contains no conspicuous structure within the disk. Lenticular galaxies tend to look more like elliptical galaxies than spiral galaxies.
An effect caused by the apparent wobble of the Moon as it orbits the Earth. The Moon always keeps the same side toward the Earth, but due to libration, 59% of the Moon’s surface can be seen over a period of time.
An astronomical unit of measure equal to the distance light travels in a year, approximately 5.8 trillion miles.
The outer edge or border of a planet or other celestial body.
Local Group
A small group of about two dozen galaxies of which our own Milky Way galaxy is a member.
The amount of light emitted by a star.
M
Magellanic Clouds
Two small, irregular galaxies found just outside our own Milky Way galaxy. The Magellanic Clouds are visible in the skies of the southern hemisphere.
Magnetic Field
A condition found in the region around a magnet or an electric current, characterised by the existence of a detectable magnetic force at every point in the region and by the existence of magnetic poles.
Magnetic Pole
Either of two limited regions in a magnet at which the magnet’s field is most intense.
Magnetosphere
The area around a planet most affected by its magnetic field. The boundary of this field is set by the solar wind.
The degree of brightness of a star or other object in the sky according to a logarithmic scale. Our Sun has a magnitude of -26.74.
A measure of the total amount of material in a body, defined either by the inertial properties of the body or by its gravitational influence on other bodies.
Typically used to describe everything with mass that can be seen/measured in the context of astronomy.
An imaginary circle drawn through the North and South poles of the celestial equator.
Minor Planet
A term used to describe objects, such as asteroids, that are in orbit around the Sun but are not planets or comets.
Molecular Cloud
An interstellar cloud of molecular hydrogen containing trace amounts of other molecules such as carbon monoxide and ammonia.
Nein
A term used to describe a point directly underneath an object or body.
A cloud of dust and gas in space, usually illuminated by one or more stars. Nebulae represent the raw material the stars are made of.
A fundamental particle produced by the nuclear reactions in stars. Neutrinos are very hard to detect because the vast majority of them pass completely through the Earth without interacting.
Neutron Star
A compressed core of an exploded star made up almost entirely of neutrons. Neutron stars have a strong gravitational field and some emit pulses of energy along their axis. These are known as pulsars.
Newton’s laws of motion
A series of laws used to describe forces on bodies developed by Sir Isaac Newton.
A star that flares up to several times its original brightness for some time before returning to its original state.
Nuclear Fusion
The nuclear process whereby several small nuclei are combined to make a larger one whose mass is slightly smaller than the sum of the small ones. Nuclear fusion is the reaction that fuels the Sun, where hydrogen nuclei are fused to form helium.
Ö
The angle between a body’s equatorial plane and orbital plane.
Occultation
An event that occurs when one celestial body conceals or obscures another. For example, a solar eclipse is an occultation of the Sun by the Moon.
A theoretical shell of comets that is believed to exist at the outermost regions of our solar system. The Oort cloud was named after the Dutch astronomer who first proposed it.
Open Cluster
A collection of young stars that formed together. They may or may not be still bound by gravity. Some of the youngest open clusters are still embedded in the gas and dust from which they formed.
The position of a planet when it is exactly opposite the Sun in the sky as seen from Earth. A planet at opposition is at its closest approach to the Earth and is best suitable for observing.
The path of a celestial body as it moves through space.
P
The apparent change in position of two objects viewed from different locations.
A large distance often used in astronomy. A parsec is equal to 3.26 light-years.
The point in the orbit of the Moon or other satellite at which it is closest to the Earth.
The point in the orbit of a planet or other body where it is closest to the Sun.
To cause a planet or satellite to deviate from a theoretically regular orbital motion.
A particle of light composed of a minute quantity of electromagnetic energy.
Photosphere
The bright visible surface of the Sun.
A celestial body orbiting a star or stellar remnant that is massive enough to be rounded by its own gravity, is not massive enough to cause thermonuclear fusion, and has cleared its local region of planetesimals.
Planetary Nebula
A shell of gas surrounding a small, white star. The gas is usually illuminated by the star, producing a variety of colours and shapes.
A form of ionised gas in which the temperature is too high for atoms to exist in their natural state. Plasma is composed of free electrons and free atomic nuclei.
The apparent shift of the celestial poles caused by a gradual wobble of the Earth’s axis.
An explosion of hot gas that erupts from the Sun’s surface. Solar prominences are usually associated with sunspot activity and can cause interference with communications on Earth due to their electromagnetic effects on the atmosphere.
Prograde Orbit
In reference to a satellite, a prograde orbit means that the satellite orbits the planet in the same direction as the planet’s rotation. A planet is said to have a prograde orbit if the direction of its orbit is the same as that of the majority of other planets in the system.
Richtige Bewegung
The apparent angular motion across the sky of an object relative to the Solar System.
Protoplanetary Disk
A rotating circumstellar disk of dense gas surrounding a young newly formed star.
Dense regions of molecular clouds where stars are forming.
A spinning neutron star that emits energy along its gravitational axis. This energy is received as pulses as the star rotates. Discovered by Dame Jocelyn Bell and Anthony Hewish in the late 1960s.
Q
A highly luminous object found in the remote areas of the universe. Quasars release incredible amounts of energy and are among the oldest and farthest objects in the known universe.
Quasi-Stellar Object
Sometimes also called quasi-stellar source, this is a star-like object with a large redshift that gives off a strong source of radio waves. They are highly luminous and presumed to be extragalactic.
R
Radialgeschwindigkeit
The movement of an object either towards or away from a stationary observer.
Energy radiated from an object in the form of waves or particles.
Radio Galaxy
A galaxy that gives off large amounts of energy in the form of radio waves.
Radio Telescope
A Telescope used to detect radio Waves.
A shift in the lines of an object’s spectrum toward the red end. Redshift indicates that an object is moving away from the observer. The larger the redshift, the faster the object is moving. Can be denoted by the letter “z”.
A state in which an orbiting object is subject to periodic gravitational perturbations by another.
Retrograde Motion
The phenomenon where a celestial body appears to slow down, stop, then move in the opposite direction. This motion is caused when the Earth overtakes the body in its orbit.
Retrograde Orbit
The orbit of a satellite where the satellite travels in a direction opposite to that direction of the planet’s rotation.
Rektaszension
The amount of time that passes between the rising of Aries and another celestial object. Right ascension is one unit of measure for locating an object in the sky. Abbreviated RA
Roche Limit
The smallest distance from a planet or other body at which purely gravitational forces can hold together a satellite or secondary body of the same mean density as the primary. At a lesser distance, the tidal forces of the primary would break up the secondary.
The spin of a body about its axis.
S
A natural or artificial body in orbit around a planet.
Seyfert Galaxy
A main-sequence star that rotates rapidly, causing a loss of matter to an ever-expanding shell.
A type of star which is believed to be surrounded by a thin envelope of gas, which is often indicated by bright emission lines in its spectrum.
Of, relating to, or concerned with the stars. Sidereal rotation is that measured with respect to the stars rather than with respect to the Sun or the primary of a satellite.
Singularity
The centre of a black hole, where the curvature of space-time is maximal. At the singularity, the gravitational tides diverge.
Solar Cycle
The approximately 11-year quasi-periodic variation in frequency or number of solar active events.
Solar Eclipse
A phenomenon that occurs when the Earth passes into the shadow of the Moon.
Solar Flare
A bright eruption of hot gas in the Sun’s photosphere. Solar prominences are usually only detectable by specialised instruments but can be visible during a total solar eclipse.
A flow of charged particles that travels from the Sun out into the Solar System.
Spectrometer
A detector that can be connected to a telescope that can separate the signals into different frequencies, producing a spectrum.
Spiral Galaxy
A galaxy that contains a prominent central bulge and luminous arms of gas, dust, and young stars that wind out from the central nucleus in a spiral formation. Our galaxy, the Milky Way, is a spiral galaxy.
A giant ball of hot gas that creates and emits its own radiation through nuclear fusion.
Star Cluster
A large grouping of stars, from a few dozen to a few hundred thousand, that are bound together by their mutual gravitational attraction.
Steady State Theory
The theory that suggests the universe is expanding but exists in a constant, unchanging state.
Stellar Wind
The ejection of gas from the surface of a star. Many different types of stars, including our Sun, have stellar winds. The stellar wind of our Sun is also known as the Solar wind. A star’s stellar wind is strongest near the end of its life when it has consumed most of its fuel.
Supergiant Star
The stage in a star’s evolution where the core contracts and the star swells to about five hundreds times its original size. The star’s temperature drops, giving it a red colour.
A supernova is a vast explosion caused when a star above a certain mass exhausts its fuel and then gradually works its way through higher elements, burning them until a point where fusion can no longer occur. The core of the star can then collapse and if the star is large enough cause a supernova explosion.
Supernova Remnant
An expanding shell of gas ejected at high speeds by a supernova explosion. Supernova remnants are often visible as diffuse gaseous nebulae usually with a shell-like structure. Many resemble “bubbles” in space.
Synchrotron radiation
The electromagnetic radiation emitted when charged particles are accelerated radially.
T
An instrument used to collect electromagnetic radiation (e.g. radio waves) from distant objects and enable direct observation.
The boundary between the light side and the dark side of a planet or other body.
The passage of a celestial body across an observer’s meridian also the passage of a celestial body across the disk of a larger one.
Trans-Neptunian Object (TNO)
Any one of a number of celestial objects that orbit the Sun at a distance beyond the orbit of the planet Neptune.
U
Ultraviolet
Electromagnetic radiation at wavelengths shorter than the violet end of visible light. The atmosphere of the Earth effectively blocks the transmission of most ultraviolet light, which can be deadly to many forms of life.
Universal Time (UT)
Also known as Greenwich Mean Time, this is local time on the Greenwich meridian. Universal time is used by astronomers as a standard measure of time.
V
Van Allen Belts
Radiation zones of charged particles that surround the Earth. The shape of the Van Allen belts is determined by the Earth’s magnetic field.
Variable Star
A star that fluctuates in brightness. These include eclipsing binaries.
Visible Light
Wavelengths of electromagnetic radiation that are visible to the human eye.
Visuelle Größe
A scale used by astronomers to measure the brightness of a star or other celestial object. Visual magnitude measures only the visible light from the object. A logarithmic scale is used.
W
The distance between consecutive crests of a wave. This serves as a unit of measure of electromagnetic radiation.
Weißer Zwerg
A very small, white star formed when an average sized star uses up its fuel supply and collapses. This process often produces a planetary nebula, with the white dwarf star at its centre.
X
Electromagnetic radiation of a very short wavelength and very high-energy. X-rays have shorter wavelengths than ultraviolet light but longer wavelengths than cosmic rays.
Y
Yellow Dwarf
An ordinary star such as the Sun at a stable point in its evolution.
Z
A term used by astronomers to symbolise the redshift of an object.
Zeeman Effect
Named after the Dutch physicist Pieter Zeeman, is the effect of splitting a spectral line into several components in the presence of a static magnetic field.
1 Answer 1
I would expect the authors to be talking about the signal in terms of janskys, the now-commonly-used units of flux density. The typical definition is
$1text< Jansky>=10^<-26>text< Watts meters>^<-2>text< Hertz>^<-1>$
One Hertz is one cycle per second, which makes me suspect that the "c" stands for cycle. It does seem curious that the authors choose to use cycles/second instead of Hertz, but that could be simply a convention of the time.
1 Answer 1
I would expect the authors to be talking about the signal in terms of janskys, the now-commonly-used units of flux density. The typical definition is
$1text< Jansky>=10^<-26>text< Watts meters>^<-2>text< Hertz>^<-1>$
One hertz is one cycle per second, which makes me suspect that the "c" stands for cycle. It might seem curious that the authors choose to use cycles/second instead of hertz, but as the papers were published in 1964 and 1955, and the hertz was only adopted on a large scale in 1964, the older term "cycles per second" is more fitting, given the time period.
A &ldquostrange&rdquo unit radio astronomy - Astronomy
SARS-CoV-2 (Coronovirus)
While there are "social distancing" restrictions in force, I am not taking bookings for "in person" talks at least until April 2021. However, I am doing "virtual" talks by Zoom. Please see my talks pages for details.
Dedicated to Outreach and Education in Practical Astronomy
The Astronomical Unit exists to make reliable astronomical information available to all. I do this through providing free information on this web site and undertaking outreach activities, including Star-tales (astronomy-based story-telling for children and adults), giving Astronomical Talks and running Astronomy Courses in the local community. These outreach activities are run both independently and in association with local astronomical societies, the National Trust, BBC Stargazing Live, local community groups, schools, colleges and adult learning centres.
I also run a companion website, The Binocular Sky, specifically for Astronomy with Binoculars.
Radio Astronomy Laboratory
The Radio Astronomy Laboratory (RAL) was created in 1958 to foster research in radio astronomy, a discipline that naturally extends beyond the borders of traditional academic departments at Berkeley. Over the years, faculty and graduate students from the Astronomy, Physics, Chemistry, Electrical Engineering and Computer Science, and Geology and Geophysics departments have made use of the RAL's facilities.
The main activity of the RAL has been to build and maintain a radio astronomy observatory at Hat Creek, near Mt. Lassen, supported by on-campus laboratory facilities in Campbell Hall. The current observatory is a state-of-the-art array of ten radio telescopes (the BIMA array) that operate at millimeter wavelengths, one of only four such facilities in the world. The signals from the antennas are combined to make images of cosmic radio sources. In July 1998, the RAL entered into an agreement with the SETI Institute of Mountain View California to design, build and operate an array of radio telescopes of a radically new design operating at centimeter wavelengths, known as the Allen Telescope Array (ATA). The BIMA Array will soon be moved to a site in the Inyo Mountains and combined with the six telescopes of Caltech's OVRO array to form a new, more powerful instrument known as CARMA. The RAL will thus be operating two observatories capable of making observations from frequencies of 300 MHz to nearly 300 GHz, or nearly 10 octaves in frequency.
University observatories provide the best environment for future generations of radio astronomers and instrumentalists to be trained while carrying out cutting-edge research. The Radio Astronomy Laboratory at UC Berkeley has been one of the most important centers in the world producing new generations of radio astronomers and radio astronomy instrumentalists. Producing such technologically capable individuals also has the potential for producing commercial spin-offs and several such are anticipated from RAL's current projects.
The primary importance of current RAL projects will be the research done on galaxy and star formation, galaxy evolution, the distribution of dark matter, protostars, comets and other features of our universe. New scientific discoveries about our cosmos, about humankind's relationship to the heavens, and about our cosmic origins are anticipated results of these exciting projects. The three main efforts of these projects are:
• BIMA-As part of a consortium consisting of the Universities at Berkeley, Illinois, and Maryland, the RAL has had prime responsibility for the continuing operations of and design modifications to the BIMA array at Hat Creek. Because of its high resolution and excellent spatial sampling capabilities, BIMA is the premier imaging instrument in the world at millimeter wavelengths. The high fidelity images of complex structures in galaxies and dust clouds have made it possible to study large areas in fine detail. Fundamental advances in both galactic and extragalactic research have been made over the last twenty years with the BIMA array as it has grown from two antennae to the current ten.
• CARMA-In order to maintain its leading position in millimeter-wave imaging, the institutions constituting BIMA will join with the California Institute of Technology to design and build the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA). When completed in 2005-06, CARMA will have outstanding sensitivity, as well as the highest resolution and best imaging of any millimeter-wave telescope in the world. CARMA will nearly triple the collecting area of the BIMA array and be located at a higher, drier site at 7800 ft in elevation, thus increasing the sensitivity of observations at the highest frequencies by nearly an order of magnitude. It is expected that the eight 3.5 millimeter telescopes of the University of Chicago Sunyaev-Zel'dovich Array will also be part of the new CARMA array, further enhancing the imaging capabilities of CARMA. The combination of these mixed telescope diameters, the high altitude site, and increase in sensitivity will make a whole new range of science possible. The goal is to establish CARMA as a multi-university facility for innovative research, novel technical developments, and training of the next generation of radio astronomers and experimentalists.
• Allen Telescope Array-The design of the ATA was funded by philanthropists Paul G. Allen and Nathan P. Myhrvold in July 2000. Paul Allen was co-founder of Microsoft with Bill Gates, and Myhvold the director of strategic planning for Microsoft. The ATA will consist of 350 individual 20-foot antennas linked to form the equivalent of a single large antenna and will replace the BIMA telescopes currently located at the observatory. The current schedule calls for completion of the telescope array by December 2005. The telescope will be the first telescope to incorporate active interference mitigation in its design and will have, by far, the largest field-of view of any major radio telescope. This innovative project will be the first large telescope dedicated to the search for signals from extraterrestrial technological civilizations, and will thus engage the curiosity of people around the globe. For radio astronomy, the proposed array will make it possible to do entirely new kinds of observations not heretofore possible, and will undoubtedly generate new discoveries. It is already being hailed as a model for the future of radio telescopes by scientists around the world.