전파 망원경과 간섭계

전파 망원경과 간섭계는 거대한 안테나와 배열을 사용하여 단일 접시 안테나의 성능을 훨씬 뛰어넘는 감도와 각 분해능으로 우주에서 오는 전파 파장 방출을 감지하고 결합합니다.

Definition

전파 천문학 기기는 파장이 약 1센티미터에서 수십 미터에 이르는 전자기 복사를 관측하는 데 사용되는 안테나, 수신기 및 신호 결합 시스템을 포함하며, 훨씬 더 큰 개구의 분해능을 합성하는 간섭계도 포함합니다.

Scope

이 분야는 전파를 수집하는 안테나와 반사경, 희미한 신호를 증폭하고 감지하는 저잡음 수신기, 안테나 배열이 고해상도 이미지를 형성하는 개구 합성 원리, 그리고 천문학에서 가장 선명한 이미지를 얻기 위해 대륙을 가로질러 안테나를 연결하는 초장기선 간섭계(VLBI)를 다룹니다.

Sub-topics

• Aperture Synthesis and Interferometry
• Radio Astronomy Receivers
• Radio Telescope Antennas
• Very Long Baseline Interferometry

Core questions

• 희미한 전파 신호는 어떻게 수신기 잡음보다 높게 수집되고 증폭됩니까?
• 분리된 안테나의 신호를 결합하면 각 분해능이 어떻게 향상됩니까?
• 개구 합성이란 무엇이며 어떻게 이미지를 형성합니까?
• 전 세계의 안테나가 어떻게 단일 망원경처럼 작동할 수 있습니까?

Key theories

간섭계와 반 시테르트-제르니케 정리

한 쌍의 안테나에서 나오는 신호를 상호 상관시키면 하늘 밝기의 한 푸리에 성분을 측정할 수 있으므로, 많은 기선(baseline)을 샘플링하는 배열은 이미지를 재구성할 수 있으며, 이는 반 시테르트-제르니케 정리(van Cittert-Zernike theorem)에 의해 공식화됩니다.

개구 합성

지구의 자전과 많은 안테나 쌍을 사용하여 공간 주파수 평면을 채움으로써, 배열은 가장 긴 기선만큼 큰 개구의 분해능을 합성합니다.

시스템 온도 및 감도

전파 감도는 시스템 온도, 대역폭 및 적분 시간에 의해 결정되므로, 냉각된 저잡음 수신기와 넓은 집광 면적이 필요합니다.

Clinical relevance

전파 기기는 펄서, 우주 마이크로파 배경, 메이저, 활동성 은하핵, 은하의 차가운 가스에 대한 창을 열었으며, 간섭계 배열은 이제 블랙홀 주변 환경을 분해하는 밀리초각 이미징을 제공합니다.

History

1932년 얀스키(Jansky)가 우주 전파 방출을 감지하고 레버(Reber)가 최초의 전용 접시 안테나를 만들었지만, 1950년대와 1960년대 라일(Ryle)의 개구 합성 개발로 이 분야는 혁신되었습니다. 현재는 Very Large Array, ALMA 및 전 세계 초장기선 네트워크와 같은 배열이 주도하고 있으며, 후자는 블랙홀 그림자의 첫 이미지를 생성했습니다.

Key figures

• Karl Jansky
• Grote Reber
• Martin Ryle

Seminal works

• thompson2017
• wilson2013
• burke2019

Frequently asked questions

전파 망원경이 광학 망원경보다 훨씬 큰 이유는 무엇입니까?

각 분해능은 파장으로 측정된 개구 크기에 따라 달라지며, 전파는 빛의 파장보다 훨씬 길기 때문에, 평범한 광학 망원경과 필적하려면 전파 접시 안테나가 거대해야 합니다. 간섭계는 많은 분리된 안테나를 결합하여 하나의 거대한 개구처럼 작동하게 함으로써 이 문제를 해결합니다.

간섭계는 단일 대형 거울 없이 어떻게 이미지를 만듭니까?

각 안테나 쌍은 하늘의 한 공간 주파수 성분을 측정합니다. 많은 안테나 쌍을 사용하고 지구의 자전으로 기선(baseline)을 스캔하게 함으로써, 배열은 충분한 성분을 샘플링하여 푸리에 변환으로 이미지를 재구성하는데, 이 기술을 개구 합성(aperture synthesis)이라고 합니다.