Kính thiên văn vô tuyến và giao thoa kế
Kính thiên văn vô tuyến và giao thoa kế phát hiện và kết hợp bức xạ sóng vô tuyến từ vũ trụ, sử dụng các ăng-ten và mảng lớn để đạt được độ nhạy và độ phân giải góc vượt xa khả năng của một đĩa đơn.
Definition
Thiết bị thiên văn vô tuyến bao gồm các ăng-ten, bộ thu và hệ thống kết hợp tín hiệu được sử dụng để quan sát bức xạ điện từ có bước sóng từ khoảng một centimet đến hàng chục mét, bao gồm cả giao thoa kế tổng hợp khả năng phân giải của một khẩu độ lớn hơn nhiều.
Scope
Lĩnh vực này bao gồm các ăng-ten và gương phản xạ thu sóng vô tuyến, các bộ thu nhiễu thấp khuếch đại và phát hiện tín hiệu yếu, các nguyên tắc tổng hợp khẩu độ mà theo đó các mảng ăng-ten tạo ra hình ảnh có độ phân giải cao, và giao thoa kế đường cơ sở rất dài liên kết các ăng-ten trên khắp các châu lục để đạt được những hình ảnh sắc nét nhất trong thiên văn học.
Sub-topics
Core questions
- Làm thế nào để các tín hiệu vô tuyến yếu được thu thập và khuếch đại vượt qua nhiễu của bộ thu?
- Việc kết hợp tín hiệu từ các ăng-ten tách biệt cải thiện độ phân giải góc như thế nào?
- Tổng hợp khẩu độ là gì và nó tạo ra hình ảnh như thế nào?
- Làm thế nào các ăng-ten trên toàn cầu có thể hoạt động như một kính thiên văn duy nhất?
Key theories
- Giao thoa kế và định lý van Cittert-Zernike
- Việc tương quan các tín hiệu từ một cặp ăng-ten đo một thành phần Fourier của độ sáng bầu trời, do đó một mảng lấy mẫu nhiều đường cơ sở có thể tái tạo một hình ảnh, một mối quan hệ được chính thức hóa bởi định lý van Cittert-Zernike.
- Tổng hợp khẩu độ
- Bằng cách sử dụng sự quay của Trái Đất và nhiều cặp ăng-ten để lấp đầy mặt phẳng tần số không gian, một mảng tổng hợp độ phân giải của một khẩu độ lớn bằng đường cơ sở dài nhất của nó.
- Nhiệt độ hệ thống và độ nhạy
- Độ nhạy vô tuyến được điều chỉnh bởi nhiệt độ hệ thống, băng thông và thời gian tích hợp, thúc đẩy việc sử dụng các bộ thu nhiễu thấp được làm mát và các vùng thu lớn.
Clinical relevance
Thiết bị vô tuyến đã mở ra một cánh cửa cho các sao xung (pulsars), nền vi sóng vũ trụ (cosmic microwave background), maser, nhân thiên hà hoạt động (active galactic nuclei) và khí lạnh của các thiên hà; các mảng giao thoa kế hiện cung cấp hình ảnh milliarcsecond (phần nghìn giây cung) có thể phân giải môi trường của các lỗ đen.
History
Jansky đã phát hiện ra bức xạ vô tuyến vũ trụ vào năm 1932 và Reber đã chế tạo đĩa chuyên dụng đầu tiên, nhưng lĩnh vực này đã được thay đổi bởi sự phát triển tổng hợp khẩu độ của Ryle vào những năm 1950 và 1960. Các mảng như Very Large Array, ALMA và các mạng lưới đường cơ sở rất dài toàn cầu hiện đang chiếm ưu thế, trong đó mạng lưới sau đã tạo ra những hình ảnh đầu tiên về bóng lỗ đen.
Key figures
- Karl Jansky
- Grote Reber
- Martin Ryle
Related topics
Seminal works
- thompson2017
- wilson2013
- burke2019
Frequently asked questions
- Tại sao kính thiên văn vô tuyến lại lớn hơn nhiều so với kính thiên văn quang học?
- Độ phân giải góc phụ thuộc vào kích thước khẩu độ được đo bằng bước sóng, và sóng vô tuyến dài hơn nhiều so với sóng ánh sáng, vì vậy một đĩa vô tuyến phải cực lớn để sánh được với một kính thiên văn quang học khiêm tốn. Giao thoa kế giải quyết vấn đề này bằng cách kết hợp nhiều ăng-ten tách biệt để hoạt động như một khẩu độ lớn duy nhất.
- Làm thế nào một giao thoa kế tạo ra hình ảnh mà không cần một gương lớn duy nhất?
- Mỗi cặp ăng-ten đo một thành phần tần số không gian của bầu trời. Bằng cách sử dụng nhiều cặp ăng-ten và để sự quay của Trái Đất quét các đường cơ sở, mảng lấy mẫu đủ các thành phần để biến đổi Fourier tái tạo hình ảnh, một kỹ thuật được gọi là tổng hợp khẩu độ.