Radioastronomie

La radioastronomie est un sous-champ de l'astronomie qui étudie les objets célestes dans la partie de la radiofréquence du spectre électromagnétique . Les techniques de radioastronomie sont semblables aux techniques optiques du mais les radiotélescopes doivent être dus beaucoup plus grand aux longueurs d'onde plus longues étant observées. Le champ a provenu de la découverte que la plupart des objets astronomiques émettent le rayonnement dans les longueurs d'onde par radio aussi bien que les optiques.

Histoire

On avait suspecté l'idée que les corps célestes peuvent émettre les ondes radio une certaine heure avant sa découverte. Dans les 1860's équations de de s de Maxwell commis James stellaire les ' avaient prouvé que le rayonnement électromagnétique des le sources pourrait exister avec n'importe quelle longueur d'onde, pas simplement optique. Plusieurs scientifiques et expérimentateurs notables tels que le Thomas Edison , la loge d'Oliver de , et le Planck maximum ont prévu que le soleil devrait émettre les ondes radio. La loge a essayé d'observer les signaux solaires mais ne pouvait pas les détecter dus aux limitations techniques de ses appareils.

La radiosource astronomique d'abord identifiée était un découvert serendipitously au début des années 30 quand le Karl Guthe Jansky , un ingénieur avec les laboratoires de téléphone de Bell , étudiait la charge statique qui a interféré les transmissions vocales transatlantiques courtes de la vague . Using une antenne directrice de grand , Jansky a noté que son système d'enregistrement analogue de stylo-et-papier du a continué à enregistrer un signal de répétition d'origine inconnue. Puisque le signal a fait une pointe une fois par jour, Jansky a à l'origine suspecté que la source d'interférence ait été le soleil. L'analyse continue a prouvé que la source n'était pas suivante la montée et l'établissement du soleil exactement mais à la place répétition sur un cycle de 23 heures et de 56 minutes, typique d'un " astronomique de source ; fixed" ; sur la sphère céleste tournant dans la synchro avec du temps sidéral . En comparant ses observations aux cartes astronomiques optiques, Jansky a conclu que le rayonnement venait de la manière laiteuse et était le plus fort dans la direction du centre de la galaxie, dans la constellation du Sagittaire . Il a annoncé sa découverte dans le 1933 . Jansky a voulu étudier les ondes radio de la manière laiteuse dans davantage de détail mais les laboratoires de Bell ont attribué à nouveau Jansky à un autre projet, ainsi il n'a effectué aucun autre travail dans le domaine de l'astronomie.

Le Grote Reber a aidé la radioastronomie pionnière quand il a établi un grand " parabolique ; dish" ; radiotélescope (9m de diamètre) en 1937. Il était instrumental en répétant Karl Guthe le lancement mais le travail quelque peu simple de Jansky, et a continué pour mener la première enquête de ciel dans les radiofréquences. Sur le 1942 du 27 février , J. hé , un dirigeant britannique de recherches de l'armée , radioastronomie aidée de progrès de plus, quand il a découvert que le soleil a émis les ondes radio. Par le Martin Ryle du début des années 50 et le Antony Hewish à l'Université de Cambridge avait utilisé l'interféromètre de Cambridge de pour tracer le ciel par radio, produisant les enquêtes célèbres du 2C et du 3C des radiosources.

Techniques

Différents types d'utilisation par radio d'astronomes de techniques pour observer des objets dans le spectre par radio. Les instruments peuvent simplement être aigus à une radiosource énergique pour analyser quel type des émissions il fait. À la « image » une région du ciel en plus détail, des balayages de recouvrement multiples peut être enregistrée et rassemblée dans une image (" mosaicing "). Les types d'instruments étant employés dépend de la faiblesse du signal et de la quantité de détail requis.

Radiotélescopes

voient également :

du radiotélescope M87_VLA_VLBA_radio_astronomy.jpg|pouce|300px| Une image optique du de la galaxie M87 (le TGV ), une image par radio de la même galaxie using l'interférométrie (rangée très grande - VLA de ), et une image de la section centrale using l'interférométrie très longue ( très long VLBA de ligne de base de de rangée de ligne de base) se composant des antennes aux USA, en Allemagne, en Italie, en Finlande, en Suède et en Espagne. On suspecte le gicleur des particules pour être actionné par un trou noir au centre de la galaxie.]] Les radiotélescopes peuvent devoir être extrêmement grands afin de recevoir des signaux avec le rapport signal/bruit de bas . En outre puisque le pouvoir séparateur angulaire est une fonction du diamètre du " ; " objectif du ; proportionnellement à la longueur d'onde du rayonnement électromagnétique étant observé, les radiotélescopes 'doivent être beaucoup plus grands par rapport à leurs contre-parties optiques du . Par exemple un télescope optique de diamètre de 1 mètre est deux millions de fois plus grand que la longueur d'onde de la lumière observée lui donner une résolution de quelques secondes d'arc de tandis qu'un " de radiotélescope ; dish" ; beaucoup de temps que la taille peut, selon la longueur d'onde observée, peuvent seulement pouvoir résoudre un objet la taille de la pleine lune (30 minutes d'arc).

Interférométrie par radio

La difficulté en réalisant des résolutions avec les radiotélescopes simples a mené pour transmettre par radio l'interférométrie , développée par le par radio britannique Martin Ryle d'astronome et l'ingénieur Australien-né, le radiophysicist, et le par radio Joseph d'astronome chargent Pawsey dans le 1946 . Les interféromètres par radio se composent des radiotélescopes largement séparés observant le même objet qui sont reliés ensemble using le câble coaxial de liaison , le guide d'ondes , la fibre optique , ou tout autre type de ligne de transmission . Ceci augmente non seulement tout le signal rassemblé, il peut également être employé dans une synthèse appelée de processus d'ouverture de pour augmenter considérablement la résolution. Cette technique fonctionne à côté de superposing ( de intervention ) les vagues de signal des différents télescopes selon le principe que le ondule qui coïncident avec la même phase s'ajouteront entre eux tandis que deux vagues qui ont vis-à-vis des phases se décommanderont dehors. Ceci crée un télescope peigné qui est la taille des antennes le plus loin à part dans la rangée. Afin de produire une image de qualité, un grand nombre de différentes séparations entre différents télescopes sont exigées (la séparation projetée entre deux télescopes quelconques comme vus de la radiosource s'appelle une ligne de base ) - autant de différentes lignes de base pendant que possible sont exigées afin d'obtenir une image de bonne qualité. Par exemple la rangée très grande a 27 télescopes donner 351 lignes de base indépendantes immédiatement.

Interférométrie très longue de ligne de base

Depuis les télescopes des années 70 de partout dans le monde (et même dans l'orbite terrestre) ont été combinés pour exécuter l'interférométrie très longue de ligne de base de . Des données reçues à chaque antenne sont appareillées avec l'information de synchronisation, habituellement d'une horloge atomique local, et puis stockées pour l'analyse postérieure sur la bande magnétique ou le disque dur. À ce temps postérieur, les données sont corrélées avec des données d'autres antennes pareillement enregistrées, pour produire l'image en résultant. Suivre cette méthode il est possible de créer une antenne qui est effectivement la taille de la terre.

Using ces techniques, les radiotélescopes peuvent atteindre beaucoup de qualité élevée de pouvoir séparateur angulaire et d'image que les instruments fonctionnant dans l'autre longueur d'onde se réunissent.

Sources astronomiques

La radioastronomie a mené aux augmentations substantielles de la connaissance astronomique, en particulier avec la découverte de plusieurs classes de nouveaux objets, y compris les quasars des pulsars et les galaxies par radio . C'est parce que la radioastronomie nous permet de voir les choses qui ne sont pas discernables dans l'astronomie optique. De tels objets représentent certains des processus physiques les plus extrêmes et les plus énergiques dans l'univers.

La radioastronomie est également partiellement responsable de l'idée que la matière foncée est un composant important de notre univers ; on a directement observé les mesures par radio de la rotation des galaxies suggèrent qu'il y ait beaucoup plus de masse dans les galaxies que (voir le Vera Rubin ). Le rayonnement de fond cosmique de micro-onde était également premier détecté using les radiotélescopes. Cependant, des radiotélescopes ont été également utilisés pour étudier des objets beaucoup plus près de maison, y compris des observations du Sun et d'activité solaire, et la cartographie radar des planètes .

D'autres sources incluent :
Sun
Sagittaire A , le centre galactique de de la manière laiteuse
Les noyaux galactiques actifs et les pulsars ont des gicleurs des particules chargées qui émettent le rayonnement de synchrotron
Fusionnant la galaxie de les faisceaux montrent souvent l'émission par radio diffuse * les restes de supernova de peuvent également montrer l'émission par radio diffuse
Le fond cosmique de micro-onde de est l'émission par radio du corps noir

Voir également

Histoire de de l'interférométrie astronomique

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