Radio- und Submillimeterbeobachtung

Die Radio- und Submillimeterbeobachtung erfasst die längsten Wellenlängen der kosmischen Strahlung mittels Einzelteleskopen und interferometrischen Arrays und untersucht dabei kaltes Gas, Magnetfelder und nicht-thermische Emissionen.

Definition

Die Radio- und Submillimeterbeobachtung ist die Detektion und Abbildung von Himmelsstrahlung bei Wellenlängen von etwa einem Millimeter bis zu vielen Metern, wobei Antennen und häufig interferometrische Arrays verwendet werden, um eine hohe Auflösung zu erzielen.

Scope

Dieses Thema behandelt die Beobachtung im Radio- und Submillimeterbereich, einschließlich Einzelteleskopen, Heterodyn- und bolometrischen Empfängern sowie der Interferometrie und Apertursynthese, die viele Antennen kombinieren, um eine hohe Winkelauflösung zu erzielen. Es werden die physikalischen Prozesse behandelt, die in diesem Bereich zugänglich sind, wie Synchrotronstrahlung, thermische Staubemission und Spektrallinienübergänge von Atomen und Molekülen.

Core questions

• Wie erreichen Interferometrie und Apertursynthese eine hohe Winkelauflösung mit Antennen-Arrays?
• Welche Emissionsprozesse dominieren bei Radio- und Submillimeterwellenlängen?
• Wie werden Spektrallinien wie die 21-cm-Linie und molekulare Übergänge beobachtet und interpretiert?
• Was unterscheidet die Heterodyn- von der Kontinuumsdetektion in diesem Bereich?

Key theories

Apertursynthese-Interferometrie

Die Kombination von Signalen von Antennenpaaren erfasst die räumliche Struktur einer Quelle, und viele Baselines zusammen synthetisieren ein Bild mit der Auflösung eines Teleskops, das so groß ist wie die Ausdehnung des Arrays.

Synchrotron- und thermische Emission

Das Radiokontinuum entsteht größtenteils durch Synchrotronstrahlung relativistischer Elektronen in Magnetfeldern, während der Submillimeterbereich von thermischer Emission von kaltem Staub dominiert wird.

Clinical relevance

Radio- und Submillimeterdaten offenbaren kalte Molekülwolken und Sternentstehung, neutralen Wasserstoff, der die Galaxiendynamik nachzeichnet, Pulsare und aktive galaktische Kerne sowie den kosmischen Mikrowellenhintergrund, was eine Ergänzung zu den Erkenntnissen kürzerer Wellenlängen darstellt.

History

Janskys Entdeckung der galaktischen Radioemission im Jahr 1932 begründete die Radioastronomie; die anschließende Entwicklung der Apertursynthese-Interferometrie durch Ryle und andere sowie später Millimeter- und Submillimeter-Arrays ermöglichten hochauflösende Bilder in diesem Bereich.

Seminal works

• thompson2017
• wilson2013
• lena2012

Frequently asked questions

Warum müssen Radioteleskope so groß sein oder Arrays verwenden?

Die Winkelauflösung hängt vom Verhältnis der Wellenlänge zur Apertur ab; da Radiowellenlängen lang sind, sind sehr große Schüsseln oder über Kilometer verteilte Antennen-Arrays erforderlich, um feine Details aufzulösen.

Was ist die 21-cm-Linie?

Es ist eine Radiospektrallinie, die von neutralem Wasserstoff bei einer Wellenlänge von 21 Zentimetern emittiert wird und häufig zur Kartierung der Verteilung und Bewegung von Wasserstoffgas in Galaxien verwendet wird.