Радиоастрономија

Радиоастрономија — гранка на астрономијата што се занимава со изучување на небесните објекти по пат на радиобранови. Првото забележување на радиоактивни бранови од астрономски објект било направено во 1930-тите години, кога чешко-американскиот научник Карл Јански забележал зрачење што доаѓа од Млечниот Пат. Со понатамошни набљудувања се утврдени и ред други извори на радиозрачење. Тука се вбројуваат ѕвездите и галаксиите, но и сосем нови класи на објекти како радиогалаксии, квазари, пулсари и мазери. Вселенското позадинско микробраново зрачење, што претставува убедлив доказ за Големата експлозија (Биг Бенг), е откриено токму по пат на радиоастрономија.

„Многу голем строј“ (VLA) - радиоинтерферометар во Ново Мексико, САД

Радиоастрономските набљудувања се вршат со радиоантени што се нарекуваат радиотелескопи. Тие може да се користат поединечно, или поврзани во група користејќи радиоинтерферометриска техника и отворна синтеза. Интерферометријата овозможува големо аголно разложување (резолуција) бидејќи моќта на разложување зависи од растојанието помеѓу деловите, а не од нивната големина.

Историја

Четири големи антени на стројот ALMA во пустината Атакама во Чиле.

Точна реплика на радиотелескопот на Јански

Пред Јански, физичарите од претпоставувале дека може да се забележат радиобранови од астрономски извори. Во 1860-тите, шкотскиот физичар Џејмс Кларк Максвел со своите равенки покажал дека електромагнетното зрачење е поврзано со електрицитетот и магнетизмот, и се јавува при секоја бранова должина. Никола Тесла и Оливер Лоџ направиле неколку обиди да уловат радиозрачење од Сонцето, но не успеале поради техничките ограничувања на нивните инструменти.^[1]

На почетокот на 1930-тите, Карл Јански го открил првиот астрономски радиозвор, и тоа по среќна случајност. Како електроинженер во претпријатието Bell Labs, имал задача да открие што прави пречки прекуокеанските емитувања на звук на кратки бранови. Користјеќи голема насочна антена, Јански забележал дека графоскопот запишува сигнал од непознато потекло. Бидејќи сигналот кулминирал на секои 24 часа, Јански помислил дека изворот на овие пречки (интерференција) е Сонцето што и се препречува на антената. Со поподробна анализа, утврдил дека периодот не изнесува точно 24 часа (Сончевиот циклус), туку 23 часа и 56 минути. Јански го известил неговиот пријател, астрофизичарот Алберт Мелбин Скелет, за оваа чудна појава, кој посочил дека таквиот сигнал е типичен за астрономски извор што е неподвижен во однос на ѕвездите на небесната сфера, а во склад со ѕвезденото време.^[2] Споредувајќи ги неговите набљудувања со обична астрономска карта, Јански заклучил дека зрачењето доаѓа од Млечниот Пат, и дека е најсилно кога приемникот е насочен кон центарот на галаксијата, во соѕвездието Стрелец.^[3] Бидејќи не можел да најде шум од Сонцето, Јански сфатил дека чудните пречки може да доаѓаат од меѓуѕвезден гас и прашина во галаксијата.^[2] Во 1933 Јански го објавил ова октритие и сакал да продолжи со истражување на зрачењето од Млечниот Пат, но претпријатието го назначило на друг проект и така престанал да се занимава со астрономија. Меѓутоа науката го признала неговиот труд, иманувајќи ја фундаменталната единица за тековна густина јански (Jy, Јан) во негова чест.

Гроте Ребер, инспирирајќи се од работата на Јански, во 1937 во неговиот двор изградил параболичен радиотелескоп со пречник од 9 м. Со него ги повторил набљудувањата на Јански, а потоа го го составил првиот попис на небесни објекти со радиочестоти.^[4] На 27 февруари 1942, воениот научен истражувач Џ.С. Хеј во британската армија за првпат го утврдил присуството на радиобранови од Сонцето.^[5] Во почетокот на 1950-тите, научниците Мартин Рајл и Ентони Хјуиш од Кембричкиот универзитет почнале систематски да ги евидентираат објектите на небото што зрачат радиобранови со помош на Кембричкиот интерферометар, и така ги составиле познатите Кембрички прегледи (каталози) на радиоизвори 2C и 3C.

Техники

Радиоастрономите користат разни техники за набљудување на објектите од радиоспектарот. Инструментите се насочени кон изворот на радиозрачење и ги анализираат примените сигнали. Поподробни слики на небото се добиваат со правење на разни снимки, кои потоа се составуваат во една мозаична слика. Типот на инструментот што се користи зависи одѕ јачината на сигналот и бараниот степен на подробност.

Набљудувањата од Земјината површина се ограничени на брановите должини што можат да поминат низ атмосферата. При мали или големи бранови должини преносот го ограничува јоносфера, која ги одбива брановите со помала од нејзината карактеристична плазмена честота (честота). Водените испаренија претставува пречка при повисоки честоти, и од оваа причина радиоопсерваториите се градат на мошне високи и суви места.

Радиотелескопи

Оптичка слика на објектот M87 (Хабл), радиослика на истата галаксија добиена со интерферометрија (Многу голем строј, VLA) и слика на средишниот дел добиен со Стројот на многу долга основна линија (Very Long Baseline Array, Global VLBI) кој се состои од антени во САД, Германија, Италија, Финска, Шведска и Шпанија. Се смета дека честичниот млаз е дело на црна дупка во средиштето на галаксијата.

Радиотелескопите треба да бидат извонредно големи за да можат да примаат сигнали со мал сооднос на сигнал и шум. Бидејќи аголно разложување е функција на пречникот на објективот сразмерна на брановата должина на зрачењето, радиотелескопите мораат да бидат многу поголеми од оптичките телескопи. На пример, оптичкиот телескоп со пречник од 1 метар е за два милиони пати поголем од брановата должина на светлината што ја набљудува, и има разложување од 0,3 лачни секунди. Радиотелескопот пак, и покрај тоа што чинијата му е многукратно поголема, може да разложи само објекти со големина на полна месечина (30 лачни минути).

Радиоинтерферометрија

Радиоинтерферометријата се јавила поради потешкотиите при добивањето на високо разложување со поединечни радиотелескопи. Нејзини изумител и се британскиот астроном Мартин Рајл и австралиските научници Џозеф Лејд Пози и Руби Пејн-Скот (1946). Првиот астрономски радиоинтерферометар е пуштен во употреба на 26 јануари 1946. Пејн-Скот, Пози и Линдзи Мекриди го изработиле со прилагодување на постоечка радарска антена од Втората светска војна (раширен строј) на 200 МХц близу Сиднеј, Австралија. Интерфетометарот бил поставен на крајбрежна карпа и со него ја мереле интерференцијата непосредно од Сонцето и од одблесокот од морето.. Со основна линија од речиси 200 метри, авторите заклучиле дека сончевото зрачење во фазата на распрснување е многу помала од сончевиот диск и дека потекнува од подрајче кајшто се наоѓа голема група на сончеви дамки. Во нивниот епохален труд поднесен во 1946 и издаден во 1947, овие двајца научници ги поставиле темелите на отворната синтеза. Рајл и Вонберг од Кембриџ во јули 1946 почнале да го набљудуваат Сонцето на 175 МХц со Мичелсонов интерферометар кој се состоел од две радиоантени поставени на растојанија од неколку десетини до 240 метри. Вака тие покажале дека зрачењето е помало од 10 лмин во големина, а откриле и кружна поларизација во распрснувањата од типот I. Кружната поларизација истовремено ја забележале и уште две групи (Дејвид Мартин во Австралија и Едвард Еплтон со Џ. Стенли Хеј во Британија).

Современиот радиоинтерферометар се состои од повеќе мошне оддалечени радиотелескопи кои се насочени кон истиот објект, а се поврзани со коаксијален кабел, брановод, оптички влакна или друг вид на далновод. Ова не само што ја зголемува примоспособноста на сигнали, туку ја овозможува постапката наречена отворна синтеза, која во огромна мера го зголемува разложувањето. Ова е постапка на напластување (бранова интерференција) на брановите од разните телескопи, користејќи ја законитоста на брановите - оние со иста фаза се надополнуваат, додека оние со спротивни фази се поништуваат. Вака се добива телескоп со големина колку растојанието од почетната до крајната антена во опсегот. За да се добие слика со достатно висок квалитет, телескопите се поставени на различна оддалеченост еден од друг (оддалеченоста на два телескопа гледана од радиоизворот се нарекува „основна линија“) потребни се голем број различни основни линии. На пример, Многу големиот строј (Very Large Array) има 27 телескопи што образуваат 351 независни основни линии.

Интерферометрија на многу долга основна линија

Од 1970-тите наваму, напредокот во стабилноста на радиотелескопските приемници овозможува поврзување на телескопи ширум светот (па дури и во Земјината орбита) и изведување на заедничка интерферометрија на многу долга основна линија (ИМДОЛ или VLBI). Наместо да се воспостави физичка врска помеѓу антените, податоците добиени од секоја антена во прилог имаат временски дел во склад со локален атомски часовник, па се складираат за анализа на магнетна лента или тврд диск. Потоа податоците од разните антени се усогласуваат и од тоа се добива слика. Овој метод овозможува синтеза на приеминиците, добивајќи една голема антена со големина колку Земјината топка. Бидејќи телескопите се на голема оддалеченост еден од друг, тие заеднички постигнуваат многу големо аголно разложување - многу поголемо отколку што е можно со другите астрономски постапки. При високи честоти можно е да се добијат синтетизирани снопови помали од 1 лачна милисекунда.

Најважните строеви на ИМДОЛ денес сеСтројот на многу долга основна линија (со телскопи ширум Северна Америка) и Европската мрежа на ИМДОЛ (телескопи во Европа, Кина, ЈАР и Порторико). Секој строј обично работи посебно, но понекогаш се изведуваат големи проекти кајшто тие се поврзуваат заедно за да се добие поголема чувствителност. Ова се нарекува „Глобална ИМДОЛ“ (Global VLBI). Во Австралија постои и ИМДОЛ-мрежа наречена „Строј на долга основна линија“ (Long Baseline Array).

Досега, податоците добиени од секој телескоп се складирале на тврди носачи, за потоа да се споредат и нивно усогласат. Но денешните високопроточни оптички мрежи овозможуваат ИМДОЛ во живо. Оваа техника, наречена е-ИМДОЛ (e-VLBI) е воведена од Европската мрежа на ИМДОЛ (EVN), која врши сè повеќе проекти со ова средство.^[6]

Астрономски извори

Радиослика на средишното подрачје на Млечниот Пат. Стрелката покажува остаток од супернова каде е сместен новооткриениот минлив нискочестотен радиоизвор - распрскувањето GCRT J1745-3009.

Благодарение а радиоастрономијата, денешните сознанија за вселената се многу побогати од порано, особено по откривањето на неколку класи на нови објекти како пулсари, квазари и радиогалаксии. Причина за ова е способноста на радиоастрономијата да пронаоѓа нешта кои не се забележливи по оптички пат. Утврдените објекти претставуваат енергетски најекстремни случувања во вселената.

Радиотелескопите се одговорни за откривањето на далечното вселенското позадинско микробраново зрачење, но со нив се испитуваат и многу поблиски нешта како Сонцето и неговата активност, и се врши радарско отсликување на планетите.

Други радиоизвори: