Astronomiya

Radioastronomiyada qırılma nə qədər böyük olur?

Radioastronomiyada qırılma nə qədər böyük olur?

Görünən işığın atmosferdəki qırılması üçün Vikipediya üfüqdə 45 ° yüksəklikdə 1 yay, 10 ° -də 5.3 yay dəqiqə əmri verir. Buna atmosferin bütün atomlarındakı bütün əlaqəli elektronların dielektrik polarizasiyası səbəb olur.

Radionun daha aşağı HF frekanslarında sərbəst elektronlar və ionlar öz töhfəsini verəcək və bəzi radio rabitə formaları uzaq bir yer stansiyasında Yer kürəsinə geri dönmək üçün yerüstü siqnalları əymək üçün böyük düşmə bucaqlarında refraksiyaya arxalanmışlar.

Buna görə radio astronomiyasında istifadə edilən aşağı tezliklərdə ionosfer sındırılması səbəbindən müşahidə olunan radio mənbələrinin düzəlişlərinin görünən dalğa uzunluğundakından daha böyük olacağını gözləyirəm, amma əmin deyiləm.

Bu təsir nə qədər böyüyə bilər? Hansı tezlikdə? Heç 1 dərəcə qədər düzəlişlər varmı?


Bu barədə ISS-nin kubok pəncərəsinin qarşısında AM / FM radiosu ilə neçə stansiya eşidə biləcəyini soruşduqdan sonra düşünməyə başladım. aşağıdakı şəkildən ibarətdir.

aşağıda: Radio Jove Layihəsinin Yerin Üst Atmosferinin Radio Siqnallarına Təsiri adlı məşqindən.


Mövqedəki qırılma sapmaları çox aşağı tezlikli radio dalğaları düşünənə qədər həm radio, həm də optik astronomiya üçün çox oxşardır ($<200$ MHz) effekt sürətlə böyüdükdə.

Paralel paralel qırılma üçün bəhs etdiyiniz sapma üçün bir təxmindir $$ Delta theta simeq (n-1) cot theta, $$ harada $ theta $ müşahidə olunan yüksəklikdir, $ Delta theta $ qırılma və səbəbiylə hündürlüyün həqiqi dəyərindən dəyişməsidir $ n $ hava kütləsi üzrə ortalama qırılma göstəricisidir.

Yaşıl bank radio teleskopundan bu mənbəyə görə, bunun üçün əlavə bir model ilə belə bir şey istifadə edirlər $ n $ atmosfer təzyiqi ilə ölçülən hündürlüyə görə dəyişir. Ən böyük dəyəri $ n $ sitat 1.00031 yer səviyyəsindədir. Bu, əsasən görünən dalğa uzunluğundakı havanın qırılma göstəricisi ilə eynidır və 45 dərəcə yüksəkliklərdə təxminən 60 ars saniyəyə bərabərdir.

Beləliklə, təəccübləndirdiyim kimi, qırılmanın radio teleskop göstəricisindəki təsirləri optik teleskopların təsirinə bənzəyir. Sadəcə qırılma indeksinin həqiqi hissəsinin (işığın faz sürətini və dolayısı ilə qırılmağı idarə edən) radio dalğaları üçün görünən işıq üçün olduğu qədər 1-ə yaxın olduğu ortaya çıxdı.

Budur oxşar nəticələrlə radio dalğaları üçün effektiv (kiçik) həqiqi qırılma indeksini hesablamaq üçün bəzi alqoritmlər verən başqa bir mənbə.

Bu mənbə hesablamaların mm-dalğa uzunluqları və yuxarı üçün etibarlı olduğunu iddia edir. Əlbəttə ki, qırılma indeksinin kəskin şəkildə birlikdən uzaqlaşacağı və əyilmələrin nisbi olaraq daha da böyüməsi lazım olan 40 MHz (metr dalğa boyları) civarındakı ionosfer kəsilməsinə yaxınlaşdıqda etibarlı ola bilməzlər.

Bu alçaq tezliklərdə mövqelə qırılma ilə bağlı bir şey tapa bildim. LOFAR radio massivi, göründüyü kimi, 10MHz-ə qədər olan tezliklərə qədər işləyə bilər, lakin praktiki limit bir az daha yüksək ola bilər. Hər halda, ionosferdəki qırılmanı hesaba çəkməlidirlər və bu təqdimatı tapdım, burada qırılma ilə bağlı bir bölmə və xüsusən də aşağıdakı rəqəm var.

Beləliklə, aşağı tezlikli radio astronomiyası üçün (<200 MHz), qırılma, şübhəsiz ki, optikdən daha böyük təsir göstərir. məs. 45 dərəcə yüksəkliklərdə qırılan mövqelər təxminən 0,1 və 0,4 ilə dəyişdirilir dərəcə müvafiq olaraq 50MHz və 30MHz-də.


Ian Poole tərəfindən hazırlanmış bu vulqarizasiya sənədində bəzi maraqlı məlumatlar tapdım.

Birinci nöqtə, gecə ilə gecə arasındakı ionosferdəki dəyişikliklərin elektron sıxlığıdır, buna görə ortaya çıxan əyilmə fərqli olacaq:

Bu çox maraqlı sayt xüsusilə bir olduğunu izah edir

qısa dalğaları əks etdirmə qabiliyyətini itirdiyi ionosfer üçün kəsmə tezliyi. Genişlikdən, fəsildən və günəş aktivliyindən asılı olaraq, gün ərzində bu tezlik 3-10 MHz civarındadır və gecə ərzində təxminən 2-6 MHz-ə enir.

Məqalədə bir bucaq funksiyası olaraq bucaqlı əyilmədən tam əks olunmağa keçidin təsviri var (tam ölçüsü üçün vurun):

başlıq: Kosmik dalğa, yer dalğası və ionosfer dalğaları. Kritik bir bucağın üstündə, dalğalar sərbəst məkanda qaçır, aşağı düşmə bucağı altında çıxan dalğalar çox uzaq ölkələrə çata bilər. Bu təqribən arasındadır. 1-500 MHz.

Ancaq mövzu ilə əlaqədar ən yaxşı saytı tapdım o biridir. Orada deyilir

İonosferik əks olunma (udma deyil)> 30 m (f <10 MHz) dalğa boyu olan fotonların yerə çatmasına mane olur […]

İonosferdəki daha uzun dalğa uzunluğundakı ümumi daxili əks yer kürəsini, kosmosdan gümüşü bir topa bənzəyir, enişlə baxılan bir sualtı qol saatının şüşə üzü.

Atmosferin heç bir radio tezliyində mükəmməl şəffaf olmadığını söyləməyə davam edir. Üstəlik səs-küy artırır. Daha yüksək tezliklərdə radio müşahidə üçün ən yaxşı saytların son dərəcə yüksək və quru olmasını izah edir.


Radio Astronomiyası ilə bağlı Tez-tez Verilən Suallar

Əksər radioteleskoplar "şüa naxışlarını" mümkün qədər kiçik etmək üçün böyük antenalardan istifadə edirlər. Şüa naxışı teleskopun həssas olacağı göy sferasında proqnozlaşdırıldığı kimi iki ölçülü sahədir. Kiçik bir şüa naxışı teleskopa yalnız kiçik bir açı məsafəsi ilə ayrılmış bölgələrdən gələn siqnalların səviyyəsini həll etmək qabiliyyəti verir. Çözünürlüyü artırmaq üçün birdən çox anten bəzən "massivlərə" birləşdirilir. Geniş şəkildə ayrılmış antenaların siqnalları optik teleskopların göstəricilərini aşan qətnamələrin əldə edilə biləcəyi bir "interferometr" düzülüşündə birləşdirilə bilər.

Sadə bir radio teleskopu ilə bir tur üçün buraya vurun.

Radio astronomları nələri dinləyirlər?

Bütün bu radio səs-küyündən şəkillər necə hazırlanır?

Hansı tezliklərdən istifadə olunur?

metrdə dalğa uzunluğu = megahertzdə 300 / tezlik.

Məsələn, tez-tez, 21 santimetr zolaq adlandırılan 1420 megahertz molekulyar hidrogen xətti tezlik bölgəsini eşidəcəksiniz.

Bu frekansların çoxunu, xüsusən də yer atmosferinin qalxanının altındakı qorunan mövqeyimizdən alma qabiliyyətimizdə praktik məhdudiyyətlər var. 15 Mhz və ya daha aşağı tezliklər, bu dalğaların ionosfer tərəfindən mənimsənilməsi səbəbindən nadir hallarda istifadə olunur. Tezlik aralığının yuxarı hissəsində, bu qədər kiçik dalğa uzunluğundakı siqnalları qəbul etmək üçün lazım olan texnologiya ilə məhdudiyyətlər qoyulur. Demək olar ki, bütün həvəskar radio teleskoplar 18 Mhz və 10,000 Mhz arasındadır. Müəyyən bir həvəskar üçün dəqiq bir tezlik seçimi təcrübəçinin texniki qabiliyyətlərindən, axtarılan müşahidələrin növlərindən, ərazidəki radio müdaxilə modelindən, antenalar üçün mövcud otaq miqdarından və bəlkə də ticarət avadanlığından asılı olacaqdır. xidmətə basmaq olar.

Radioteleskopun qiyməti nə qədərdir?

Həvəskar radio astronomiya etmək üçün elektronikanı bilməliyəm?

Kiçik bir radioteleskopla nə edə bilərəm?

  • Yupiterin səs-küylü fırtınalarını öyrənin.
  • Alovları qeyd edin və geomaqnit aktivliyini proqnozlaşdırın.
  • DSP (rəqəmsal siqnal işləmə) istifadə edərək bir pulsar aşkar edin.
  • Daha güclü radio mənbələrini aşkar edin.
  • Qalaktik mərkəzdən HEP-ləri (yüksək enerji impulsları>) axtarın.
  • Qamma şüaları ilə radio əlaqələrini axtarın.
  • İonosfer sintilasiyası və qırılma işlərini öyrənin.
  • Gözə görünməyən meteorları aşkar edin.
  • Uzun bir baza xətti interferometri inkişaf etdirin.
  • Radio texnologiyasını öyrənin.
  • Astronomiya öyrən.
  • ET tapın.

Bir radio rəsədxanasını necə qururam?

Çox vaxt, təcrübəçi öz ehtiyaclarını, qabiliyyətlərini və mövcud mənbələrini nəzərə alaraq öz dizaynını inkişaf etdirəcəkdir. Teleskopun bəzi hissələri tez-tez evdə tikiləcək, digərləri LNA (aşağı səs gücləndiriciləri), anten dəstləri və ya enerji təchizatı kimi ticari olaraq istehsal olunan cihazlardan ibarət olacaqdır. Müxtəlif komponentlərin qarışığından radioteleskop istehsal etmək üçün bant genişliyi, inteqrasiya, səs fiquru və s. Kimi anlayışlara hələ də bələd olmaq lazımdır. Radyoteleskop istifadə edilə bilən bir siqnal çıxarmaq üçün bu və digər amillərdən asılıdır.


Radioastronomiyada qırılma nə qədər böyük olur? - Astronomiya

İşıq bir sıxlıq sahəsindən digərinə keçdikdə sürəti dəyişdirir. Məsələn, havadan şüşəyə keçən görünən işıq yavaşlayır. Əksinə, daha yüksək sıxlıqlı bir maddəndən aşağıya doğru hərəkət edərkən, məsələn, bir şüşə lensdən ayrılan işıq və yenidən havaya daxil olduqda, sürətlənir. Bu sürət dəyişikliyi işığın bükülməsinə və ya qırılmasına səbəb olur.
Atmosferdəki işığın qırılması

Şəkil 2-də göstərilən sxem, üfüqün üzərindəki müxtəlif yüksəkliklərdə atmosferdən keçən ulduzlardan gələn işıq şüalarını göstərir. Atmosferin quruluşu çox sadələşdirilmiş və qırılma miqdarı çox şişirdilmişdir. Xüsusilə aşağıdakılara diqqət yetirin:

  1. Birbaşa yuxarıdakı A ulduzundan gələn işıq qırılmır və işığı yoluna sapmadan müşahidəçiyə çatır.
  2. Bir ulduz hündürlüyü nə qədər aşağı olsa, keçməli olduğu hava uzunluğu o qədər çoxdur.
  3. Bir ulduzun hündürlüyü nə qədər aşağı olarsa, onun işığı atmosferə daha çox meyl edir.

Bu son iki nöqtə cismin üfüqdə yaxınlaşdıqda qırılma miqdarının sürətlə artmasına səbəb olmaq üçün birləşir. Nəticədə B ulduz mövqeyində B ulduzu görünür və C ulduzuna C qaldırılır.

İşıq nə qədər qırılır?
Hündürlük Qırılma Hündürlük Qırılma
90 o 0’ 0” 15 o 3’ 41”
80 o 0’ 11” 10 o 5’ 25”
70 o 0’ 22” 5 o 9’ 40”
60 o 0’ 35” 2 o 16’ 56”
50 o 0’ 51” 1 o 21’ 45”
40 o 1’ 12” 0 o 30 ’ 25’ 0”
30 o 1’ 45” 0 o 28’ 59”
20 o 2’ 45” -0 o 30 ’ 33’ 41”
Üfüqdə

Batan Günəşi nəzərdən keçirək. Üfüqdə yaxınlaşdıqda, qırılma miqdarı təqribən Günəşin görünən diametri olan 0,5 o civarındadır. Günəş üfüqdə oturarkən, yalnız yüksələn və ya batarkən göründüyü zaman, həqiqətən həndəsi üfüqün altındadır və yalnız atmosfer qırılması ilə görünürlüğə qaldırılır. Şəkil 3 bu vəziyyəti göstərir. Günəşin batması və ya gündoğumu görünən anda Yer atmosferini möcüzəvi şəkildə yox edə bilsəydik, Günəş həqiqətən üfüqdə olduğu üçün gözdən itəcəkdi. Aydındır ki, bu yüksəliş yalnız Günəş deyil, ulduzlar, planetlər və Ay kimi hər hansı bir astronomik obyektə aiddir.

Bütün bunların təsiri bir cismin üfüqdə qalma müddətini uzatmaqdır. Xüsusilə Günəş atmosferin olmadığı vaxtdan daha erkən çıxdığını və gec batdığını görüncə gün uzanır.

Yuxarıdakı qırılma cədvəlindəki son iki yazını nəzərdən keçirin. Bunlar Günəşin üfüqdə göründüyü kimi görünsə də, əslində onun altındadır. Hündürlüklər Günəşin görünən diametrinə bərabər olan 0,5 o ilə fərqləndiyindən, Günəşin aşağı ətrafı təxminən 34 ', yuxarı hissəsi yalnız' 29 'ilə qaldırılır. Günəşin alt hissəsindəki qırılma yuxarıdakıdan daha böyük olduğu üçün alt ətraf yuxarıdan təxminən 16% daha çox qaldırılır və normal olaraq dairəvi günəş diski oval bir formaya düzəldilir. Bu, atmosferdəki ayrı-ayrı təbəqələrin fərqli təsirləri ola biləcəyi çox vaxt ideal vəziyyətdir, əksər hallarda günəş ətrafının uçlu bir kənarına səbəb olur. Həm də yerli şərait bu qədər yüksəklikdə qırılma miqdarının əhəmiyyətli dərəcədə dəyişməsinə səbəb ola bilər. Eyni təsiri Ayda da görmək olar.

Göydən izləmə

Bu vacibdir? Ulduzları izləməyə çalışan bir teleskop sürücünüz varsa, cavab bəli. Davamlı dəyişən qırılma miqdarı teleskopun görmə sahəsində mükəmməl bir mərkəzdə ulduz tutmayacağı anlamına gəlir. Tamamilə vizual olaraq müşahidə etmək üçün bunun öhdəsindən gəlmək asan bir şeydir, amma fotoqrafiya üçün bu çətin bir şeydir. Göy qütbündə hizalanması lazım olan bir ekvatorial dağı ilə ən yaxşısı həndəsi deyil, qırılan dirəyə hizalanmaqdır. Ulduz düzəldilməsini istifadə edən metodların əksəriyyəti bunu avtomatik olaraq həyata keçirəcəkdir, ancaq inclinometr kimi mexaniki bir metoddan istifadə edirsinizsə, xüsusilə aşağı enliklərdə qırılma üçün düzəliş edə bilərsiniz.

Atmosfer dağılması

Bu təlimatın əvvəlində işığın qırıldığı miqdarın dalğa boyu (rəng) ilə bir qədər dəyişdiyini qeyd etdik. Bu, bir ulduz şəklinin yuxarıda qırmızı, aşağıda mavi ilə çox kiçik bir spektrdə yayılmasına səbəb ola bilər. Yalnız bir teleskopda görünən bu təsir, bir cisimin hündürlüyü azaldıqca artır. Şəkil 5 Polaris-ə 52 o yüksəklikdə təsirini göstərir. Buradakı şəkil böyük ölçüdə böyüdülür və tərs teleskopla çəkildiyi üçün rənglər yuxarıdakılardan altındakı qırmızı, yuxarıdan mavi ilə tərs çevrilir.

Planetlərlə vəziyyət xüsusilə görüntülərdə istifadə olunan uzun fokus məsafələrində və böyük şəkil tərəzilərində daha çətindir. Burada tək şəkil, detalları bulanıqlaşdıran bir-birinə uyğunlaşmadan bir az fərqli rəngli çoxsaylı şəkillərdən ibarətdir. Atmosfer dispersiyası və ona qarşı mübarizə yolları barədə daha ətraflı müzakirə üçün Martin Lewis burada dərindən bir məqalə yazdı və burada Damian Peach tərəfindən də var.


Mündəricat

Tarixən Rus radio astronomiyası (keçmiş Sovet) Rusiya Elmlər Akademiyasının P N Lebedev Fizika İnstitutu (LPI) ilə daimi və sabit bir əlaqə qurmuşdur. İnstitut həm daimi stansiyalara sahib idi, həm də Krım bölgəsindəki sahədəki yerlərə ekspedisiya keçirdi. Bu qurğular və ekspedisiyalar 1940-cı illərin sonlarından başlayaraq radio astronomiyasında tədqiqat üçün nəzərdə tutulmuşdur. [1]

On il sonra radio astronomiya tədqiqatları mərkəzi cənub Moskva bölgəsinə (Moskvadan təxminən 75 mil cənubda), Puşçino (qeyri-rəsmi olaraq Puşçino-on-Oka deyilir) tərəfə çəkildi. Burada yeni bir rəsədxana Pushchino Radio Astronomiya Rəsədxanası iyirmi il ərzində LPI Astro Kosmik Mərkəzinin bir hissəsi olaraq hazırlanmışdır. Rusiyada və dünyada ən böyük radio astronomiya rəsədxanalarından birinə çevrildi (2001). 11 aprel 1956-cı ildə SSRİ Elmlər Akademiyasının rəhbərliyi altında qurulmuşdur. [1]

İstifadə olunan avadanlıqların tarixi

The Pushchino Radio Astronomiya Rəsədxanası hər birinin güzgüləri 22 metr olan dörd diqqətəlayiq radio teleskopu (RT 22) var. 1959-cu ildə tikilənlər tamamilə idarəolunan və dalğa uzunluğunun millimetr və santimetr aralığında işləmək üçün dizayn edilmişdir. Cihaza 1964-cü ildə on-line olaraq və sayğac dalğa uzunluğu aralığında fəaliyyət göstərən geniş zolaqlı bir radio teleskop aləti olan DKR 1000 əlavə edildi. DKR 1000-in 40-1000 metrlik qolları var. 1973-cü ildə bu dəstə başqa bir teleskop əlavə edildi. Nomenklatura sayğac dalğa uzunluğu aralığında işləyən BSA / LPI təyinatı ilə "Böyük Faza Array" dır. DKR 1000 və BSA / LPI, hazırda sayğac aralığında fəaliyyət göstərən dünyanın ən böyük radio teleskoplarıdır. [2]

Rəsədxananın bir neçə böyük şöbəsini və bir neçə laboratoriyasını heyətində təmin etmək üçün 60 mühəndis və texniki ilə birlikdə 45 tədqiqatçı çalışır. Bunlar inzibati vəzifələri, emalatxanaları, qarajı və mühafizə heyətini yerinə yetirən digər 80 nəfərlə birləşdirilir. Şöbələr və laboratoriyalar rəsədxana elmlərinin elmi və texniki cəhətlərinə yönəldiləcəkdir. [2]

Bölmələr aşağıdakılardır: Plazma astrofizikası, Ekstragalaktik radio astronomiya, Pulsar fizikası, Kosmik radio spektroskopiyası və Pulsar astrometri. Laboratoriyalar aşağıdakılardır: Radio astronomiya avadanlığı, Avtomatlaşdırma radio astronomiyası tədqiqatları, Kompüter mühəndisliyi və informasiya texnologiyaları və Metr dalğa boyu radio teleskopları. [2]

  • astrofizika üçün radio astronomiyası
  • molekulyar bulud fizikası
  • kosmik maserlər
  • kosmosdakı nəhəng atomlar
  • ulduz meydana gəlməsi prosesləri (tədqiqat və araşdırma)
  • diffuz ulduzlararası mühitdə fiziki şərtlər
  • supernova qalıqları və ulduzlararası mühit
  • radio qalaktikalarının və kvazarların radio emissiyası
  • planetlərarası plazma və günəş küləyi araşdırmaları
  • narahatlıqlar planetlərarası plazmada necə yayıldığı öyrənilir
  • Şimal yarımkürə izotop quruluşu
  • radio mənbələrinin kataloqu
  • aktiv qalaktik nüvələr öyrənilir
  • çox böyük ilkin interferometriya (VLBI)
  • neytron ulduzları olan pulsarlar fizikası
  • pulsar radio emissiyası nəbzin mikroyapısı və iştirak mexanizmi kontekstində öyrənilir.
  • pulsarların vaxtını təyin edərək pulsar zaman ölçüsünü təyin edin. [2] [3]
  1. ^ abc "Rəsədxananın bənzərsiz cihazları tarixi bir perspektivdə qısa bir şəkildə nəzərdən keçirildi. Əsas tədqiqat sahələri və bəzi böyük nailiyyətlər qeyd edildi və LPI Astro Kosmik Mərkəzinin (hal-hazırda) bir hissəsi olaraq rəsədxananın perspektivləri araşdırıldı."
    • Dağkesamanskii, Rüstəm D (2009). "P N Lebedev Fizika İnstitutu Astro Kosmik Mərkəzinin Pushchino Radio Astronomiya Rəsədxanası: dünən, bu gün və sabah". Fizika-Uspekhi. 52 (11): 1159–1167. Bibcode: 2009PhyU. 52.1159D. doi: 10.3367 / UFNe.0179.200911i.1225. , 2009, Cild 179, Sayı 11, Səhifələr 1225–1235
  2. ^ abcd
  3. Pushchino Elmi Mərkəzi, Pushchino, Moskva Bölgəsi, 142290, Rusiya (2001). "Pushchino Radio Astronomiya Rəsədxanası". PRAO / ASC / LPI / RAS. 2006-10-07 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. İstifadə tarixi 2010-04-03.
  4. ^
  5. Şabanova, Tatiana V. (1995). "Pulsar PSR B0329 + 54 ətrafındakı bir planet üçün dəlil." Astrofizika jurnalı. 453: 779. Bibcode: 1995ApJ. 453..779S. doi: 10.1086 / 176440.

Pushchino Radio Astronomiya Rəsədxanasının şəkilləri, bəzi məlumatlarla birlikdə.


Radioastronomiyada qırılma nə qədər böyük olur? - Astronomiya

Radiasiyanın yayılması

Termodinamik tarazlıqda, Kirxof qanunu emissiya və udulmanın eyni sürətlə baş verdiyini bildirir (detallı-tarazlıq prinsipi). Əgər bu doğru deyilsə - deyək ki, udma emissiyadan çoxdur - onda qaz isinəcək və artıq termodinamik tarazlıqda olmazdı. Emissiya udma səviyyəsindən çox olsaydı, qaz soyuyacaqdı. Hər iki halda da, nəticədə qaz tarazlığa qayıdacaq ki, emissiya udma qabiliyyətini tam tarazlaşdırsın. Bu xüsusi vəziyyətdə, əlbəttə ki, dI = 0 və I = B & yox (T), Planck funksiyası, buna görə Rayleigh-Jeans limit tənliyində (1) bunu nəzərdə tutur

harada Mən hər bir cild elementinə daxil olan intensivlikdir. Bu, həlli olan əhəmiyyətsiz bir diferensial tənlikdir
L
Mən = Mən o exp (& mənfi & kappa& yox dl ) .
0

Qeyd edək ki, inteqrasiya görmə xətti üzrə aparılır müşahidəçidən . Absorbsiyanın sabit olduğu vəziyyətdə, əlbəttə ki, & kappa & yox ayrılmazdan çıxarıla bilər. İnteqral kəmiyyət, ölçülü bir kəmiyyətdir optik dərinlik və təyin edilmişdir & tau& yox . Bu qeyddən istifadə edərək buluddan çıxan intensivlik yalnız

Belə bir diferensial tənlik inteqrasiya amilindən istifadə etməklə həll edilə bilər, buna görə özümüzə bu yanaşmanı xatırlataq:

Yuxarıdakı tənlik formadır y '+ s(x) y = q(x) harada y = I, x = l, s (x) = & kappa& yox,q (x) = & eta& yox. Budur qeyddən istifadə edirik y '= dy / dx = dI / dl . İnteqrasiya amilini əldə etmək m(x) ilə artırın m(x) və həll axtarın [m(x)y]' = m(x)q(x), yəni:

bundan müəyyənləşdiririk m (x)' = m(x)səh(x). Bunun həlli inteqrasiya amilini verir m (x) = e s ( x ) dx = e & kappa & yox dl . Bu inteqrasiya amilindən istifadə edərək daha asan tənliyi həll edə bilərik [m(x)y]' = m(x)q(x), yəni

Bu formu tənliyi həll etmək üçün istifadə etmək istəyirik, amma bunu etmək üçün bu tətbiq olunan həndəsə haqqında çox dəqiq olmalıyıq. Aşağıda indi maraqlandığımız yeni həndəsə verilmişdir. Əvvəlki kimi bir yayan elementi nəzərdən keçiririk, ancaq bu l '' , 0-dan yol boyunca bir yerdə l və bütün uzunluqlu elementləri birləşdirəcəyik dl ' 0-dan l . Diqqət yetirən əsas şey, elementin atılmasıdır l '' yalnız qalan uzunluqda, mənimsəniləcəkdir l '' üçün l .

Üçün dəyərlərin dəyişdirilməsi x, y, m(x), q(x) yuxarıdakı tənlikdə həll etmək istədiyimiz diferensial tənlik var:

Hər iki tərəfi də birləşdirmək nöqtəsindədir l & quotdummy & quot inteqrasiya dəyişənini təqdim etməliyik l '' yuxarıdakı şəkildəki kimi həcm elementimizin yerinə uyğun olan sağ tərəfdə.

İndi təcrid edirik Mən(l) almaq üçün solda:

Qeyd edək ki, inteqral xaricindəki ekspensial bitdi dl '' sabitdir - sadəcə ədədi amildir. Beləliklə, vacib bir sadələşdirmə üçün ayrılmaz hissəyə köçürülə bilər:

İnteqral kəmiyyətin təfsiri ondan ibarətdir ki, mövqedəki bir elementdən tullantı dl '' raypath boyunca üstü örtülü material tərəfindən əmilir, yəni udma əmsalını inteqrasiya edərək tapılan emissiyanın sönməsi var l '' üçün l , sütunun üst hissəsi. Nəhayət, əvvəllər təqdim etdiyimiz optik dərinlik konsepsiyasından istifadə edə bilərik ki, bu da formal olaraq yalnız dəyişən dəyişikliyidir:

Bunu etdikdə inteqrasiya sərhədləri, əvvəlcə 0-dan l , getmək & tau 0-a, çünki optik dərinlik, adından da göründüyü kimi, olduğumuz 0-dan mənbənin dərinliyinə qədər bir dərinlik olaraq təyin olunur.

Bu tənliyə homojen bir qaynaq halında baxmaq çox faydalıdır, yəni. həm şüalanma yolu, həm də udma əmsalı şüa yolu boyunca sabit olduğu üçün. Bu halda, və s& yox& kappa& yox ayrılmazdan çıxarıla bilər:

Bir çox halda, müəyyən vəziyyəti tənliklər (7) baxımından düşünmək rahatdır, baxmayaraq ki, daha düzgün tənliklərin formasını (6 və 6 ') unutmamalıyıq.

Daha bir xatırlatma, (5), (6) və (7) tənliklərinin hamısı homojen bir mənbəyi qəbul edir. Paralel atmosferi nəzərdən keçirmək üçün radiasiya köçürülməsi haqqında düşünərkən çox yaygın və faydalıdır, yəni & quotekvivalenti & quot vəziyyətini təmsil edən atmosferin (ümumiyyətlə bir və ya iki ilə məhdudlaşan!) Homojen dilim yığını. Bununla belə, bir insanın qeyri-bərabərliyin vacib olduğu həqiqi bir vəziyyəti əslində modelləşdirmək istədiyi zaman, heç bir təxmini olmayan tənliyə (4) qayıtmaq lazımdır. Bunu etmək üçün, şübhəsiz ki, hər ikisini də bilmək lazımdır və s& yox& kappa& yox ayrıca, bundan sonra araşdıracağımız budur.

Emissiya mexanizmlərinin qeyri-şəffaflığı

Əvvəlki mühazirədə bəzi emissiya mexanizmləri üçün emissiya üçün bəzi ifadələr yazdıq. Bununla birlikdə, radio astronomiyasında yayılma qabiliyyəti əvəzinə müəyyən bir mexanizmin qeyri-şəffaflığını tələb edən (6) və (7) tənliklərindən istifadə etmək daha asandır. Diqqət yetirin (2 ') bunların olduqca sadə bir şəkildə əlaqəli olduğunu göstərir və əslində (2') tənliyini istifadə edərək qeyri-şəffaflıqdan emissivliyə keçərək ədəbiyyatda tapdığım qeyri-şəffaflıq ifadələrindən əvvəlki mühazirədəki buraxılışları yazdım. .

İndi hər bir mexanizm üçün qeyri-şəffaflıq ifadəsini və tənlikləri (7) nəzərə alaraq müxtəlif emissiya mexanizmlərinə görə radio spektrini başa düşmək vəziyyətindəyik.

Termal Bremsstrahlung
Termal bremsstrahlung (sərbəst sərbəst emissiya) ilə başlayaq. Emissivlik 2-ci Mühazirədə verilmişdir: & eta& yox = (2 6 & pie 6 /3m e c 3) (2 & pi/3m e kT ) 1/2 n e n mən Z 2 G ff (T, & nu).

& kappa& yox = (1/3c) (2 & pi / 3) 1/2 (& nu.) səh / & nu) 2 [4 & pin e & Siqma (n mən Z mən 2 )e 4 / m e 1/2 (kT) 3/2 ]G ff (T, & nu)
= 9,78 x 10 və mənfi3 n e & Siqma (n mən Z mən 2) / (& nu 2 T 3/2 ) (8)
x < 18,2 + ln T 3/2 və mənfi ln & nu (T & lt 2 x 10 5 K)
24,5 + ln T & mənfi ln & nu (T > 2 x 10 5 K)

Günəş tacının şərtləri üçün tam spektr ( T = 10 6 K, tamamilə ionlaşmış hidrogen +% 10 helium) (6) içərisinə (8) qoyaraq tapılacaqdır & tau =& kappa dl = & kappa L , harada L adətən sıxlıq şkalasının hündürlüyü kimi qəbul edilən tac arasındakı görmə xəttinin müvafiq uzunluğudur L = 0.1 R günəş . Aşağıdakı şəkildə tacın 10.000 K, optik olaraq qalın bir xromosferi keçdiyini fərz edərək parlaqlıq temperaturu spektri çəkilir.
Iso-termal üçün Termal Bremsstrahlung parlaqlıq temperatur spektri
10 6 K-də günəş tacı, üstəlik 10.000 K xromosfer. Kesikli xətt göstərir
xromosfer olmadan nəticə.

Bu parlaqlıq temperatur spektri. Akış sıxlığı spektri, parlaqlığın mənbənin ölçüsü və ya şüa ölçüsü üzərində hansının kiçik olmasına inteqrasiya olunduğu 1-ci mühazirənin (5) tənliyindən əldə edilir.

Gyroresonance Emission
Mühazirə 2-də termal giroresonans emissiyası üçün emissivliyi verdik. Şəffaflığın uyğun ifadəsi:

Gyrosynchrotron Emissiyası
Xatırladaq ki, girosinxrotron emissiyası giroresonansla eyni əsas mexanizmdir, lakin daha yüksək enerjili elektronlar üçün və buna görə də emissiya daha yüksək harmoniklərdə, tipik olaraq aralıqda baş verir s = 5-100. Bu elektronlar "çox isti" bir istilik paylanmasına və ya bir güc qanununa görə enerji paylanmasına və ya başqa bir fiziki paylanmaya sahib ola bilər. Termal kassa üçün analitik ifadələr mümkündür, lakin son dərəcə mürəkkəbdir (bax Dulk, 1985, s. 179). Güc qanunu işi üçün analitik ifadələr mümkün deyil, lakin ədədi hesablamalar göstərir ki, emissiya və udma əmsalının asılılığı empirik ifadələrin verilə biləcəyi bəzi parametr aralığında kifayət qədər sadədir.

Güc qanunu paylanması üçün emissivlik, qeyri-şəffaflıq, effektiv temperatur (emissivliyin qeyri-şəffaflığa nisbəti) və qütbləşmə dərəcəsi (üst dörd panel) təsvir olunur:
Dulk'dan (1985), Ann. Rev. Astronomy & amp; Astrofizika, 23, 169. Qatı xətlər q = 40o, kəsikli xətlər üçündür
q = 80o üçündür. Üst dörd panel powerlaw elektron paylanması üçündür, alt iki panel isə
elektronların istilik paylanması.

Qeyd edək ki, bu log-log sahələri aşağı harmoniklərdə bir az əyrilik göstərir, lakin s = 10-un üstündə onlar müxtəlif parametrlərdə demək olar ki, düz xəttlərdir (yəni güc qanunları). Güc qanunu funksiyalarını onlara uyğunlaşdıraraq s = 10-100 aralığında ağlabatan dəqiq nəticələr verən aşağıdakı empirik tənliklər çıxarıldı: T eff optik olaraq qalın spektral forma göstərir, süjet isə və s & yox optik olaraq incə spektral forma göstərir. Photoshop-da interaktiv şəkildə edəcəyim hissəciklərin sayı dəyişdikdə spektral formanın necə dəyişdiyini göstərmək istəyirəm. Qeyd edək ki, hər ikisi və s & yox və & kappa & yox rəqəm sıxlığı ilə ölçülür, N , mənalı olan şüalanan elektronların. Bununla yanaşı, əksinə miqyaslı şəkildə göstərilir B , amma səbəbindən əmin deyiləm. Təbliğat haqqında daha çox məlumat

Bu mühazirənin əvvəlində bir raypath boyunca yayılmağı düşündüyümüzü qeyd etdik. Bununla nə demək istəyirik? E-m dalğaları yayıldıqda, plazmadakı dəyişmə qırılma indeksinə görə qırıla bilər. Qırılma indeksinin ümumi düsturunu çıxarmalıyıq. Elektromaqnit şüalanmanın əks dairəvi qütbləşmənin iki rejimi olan x rejimində və ya o rejimində ola biləcəyini də bir neçə dəfə qeyd etdik. Bununla əlaqədar bir şey təqdim etməyin vaxtı gəldi. Tam bir müalicə bu mühazirənin əhatə dairəsindən çox kənardadır, buna görə yalnız mövzunu təqdim etmək və bu iki rejimin plazmada yayılması üçün tam ifadələri yazmaq istəyirəm.

Bir e-m dalğasının yayılması ilə bir həndəsi düşünün ( k istiqamətini) maqnit sahəsindən bir açı və teta ilə düzəldin və tərkibindəki təyyarəni təyin edin kB kimi x-y təyyarə. Hissəsi B boyunca k zəng edəcəyik B L və hissəsi eninə k zəng edəcəyik B T . Lorentz qüvvəsi altında elektronların hərəkət tənliklərini yaza bilərik və toqquşma tezliyini və nu nəzərə alaraq toqquşmaların təsirini təqdim edə bilərik c , və orta qüvvəni (təcil itkisinin orta sürəti) və mənfi olaraq yazınmv& yox c . Zaman türevlərini əsaslarla yazmaq (məs. a x = x ''v x = x ' ), müxtəlif komponentlər üçün üç hərəkət tənliyi bunlardır: mx '' = eE x & mənfi ez'B T / c & eksi mx ' & yoxc
mənim '' = eE y & mənfi ez'B L / c & minus mənim ' & yoxc
mz '' = eE z + ex'B T / c & minus ey'B L / c & minus mz ' & yoxc

X
n 2 = 1 və mənfi (Appleton formulu)
1 və mənfi iZ & mənfi Y T 2/2 (1 və mənfi X & mənfi iZ) + & sigma[Y T 4/4 (1 və mənfi X & mənfi iZ) 2 + Y L 2 ] 1/2
burada o-mode üçün & sigma = +1 və x-mode üçün & sigma = & minus1 (əvvəllər olduğu kimi, giroresonans qeyri-şəffaflığı ifadəsini verdik). Burada, Y LY T uzununa və eninə hissələrdir Y və müvafiq komponentlər üçün gyrofrequency daxildir B LB T . Toqquşmaları görməməzlikdən gələndə ( Z = 0), qırılma indeksi tamamilə real olur və bizdə var:
2X(1 və mənfi X)
& mu 2 = 1 və mənfi (Appleton-Hartree formulu)
2 (1 və mənfi X) və mənfi Y T 2 + & sigma[Y T 4 + 4 (1 və mənfi X) 2 Y L 2 ] 1/2

Bu formulun bəzi nəticələrinə baxaq:

Maqnit sahəsi və toqquşması yoxdur
Bu vəziyyətdə qırılma indeksi çox sadə olur:

Başqa bir nümunə olaraq, biri yerdən bir radio dalğasını şaquli olaraq Yer ionosferindən göndərirsə, əvvəlcə yuxarıya doğru yayılır. & mu 2 = 1, ancaq ionlaşmış mühitə (plazma) daxil olduqda & mu sıxlığı artdıqca daha kiçik olacaq (kimi & omeqa səh artır). Dalğanın tezliyi kifayət qədər yüksəkdirsə (təxminən 8 MHz-dən yuxarı), & mu heç vaxt sıfıra çatmayacaq, buna görə qrup sürəti yavaşlasa da (siqnal gecikir), yenə də onu keçir. Lakin, tezlik 8 MHz-dən aşağı olarsa, dalğa yalnız qədər yayılacaqdır & mu = 0, bu nöqtədə aşağıya doğru əks olunacaq və yayılacaqdır. Bu səbəbdən qısa dalğalı radio siqnalları ionosferi atlayır. Yayılma şaquli deyilsə, əksinə bir az bucaqdadır və phi o yerdən, o zaman əks Snell Qanunu, daha əvvəl meydana gələcək & mu günah & phi = & mu o günah & phi o üçün razıdır & phi = 90. Beləliklə, əks bir dəyərdə meydana gələcək günah & phi o . Beləliklə, müəyyən bir açıda yayılmış radio dalğaları üçün əks 25 MHz-ə qədər və ya daha yüksək tezliklərdə də baş verəcəkdir. İonosfer və yer qısa dalğalı rabitə üçün bir növ dalğa bələdçisini təşkil edir. Bu kontekstdə toqquşmalar vacib olduqda radiasiyanın əmələ gələ biləcəyini xatırlatmağa dəyər ( & mu 2). Bu, günəş rentgen şüalarının Yerin alt atmosferini ionlaşdırdığı zaman (normal olaraq toqquşmayan ionosfer, daha yüksək sıxlığın aşağı hündürlüyünə qədər uzanır) və qısa dalğalı ünsiyyətin itkisinə səbəb ola bilər (qısa dalğa fadeout).

Maqnetik sahə, toqquşma yoxdur
Bu vəziyyətdə plazma iki qırılan olur, yəni plazmada yenidən o-mode və x-mode adlanan iki fərqli rejim mövcuddur. Qırılma indeksinin sıfıra çatdığını görək (yəni dalğaların yüngülləşdiyi və ya əks olunduğu yer):


Termal emissiya

Simsiz rabitə sistemlərini təsir edən son təsir ətraf mühitdən qaynaqlanan istilik səsidir və digər müdaxilə formalarıdır. Ümumiyyətlə termal səs-küy də müdaxilə sayılır, lakin radio astronomiya və uzaqdan algılamada maraq siqnalıdır. Termal səs-küy elektronlar tərəfindən temperatur T-dəki istilik tarazlığındakı digər hissəciklərlə təsadüfən toqquşan elektronların yaydığı elektromaqnit şüalanmasından yaranır. Bu toqquşmalar elektronların təsadüfi istiqamətlərdə sürətlənməsinə və bu səbəblə şüalanmasına səbəb olur. Beləliklə, hər bir maddi cisim və ya mühit cisim və ya mühitin istənilən dərəcədə radiasiya sahəsinə qoşulması şərti ilə istilik səsləri yayır. Ayrılmış media elektromaqnit radiasiyanı itkisiz mükəmməl şəkildə əks etdirir və ya ötürür və nadir hallarda olur.

Bir rejimli ötürmə xəttində yayılmış istilik radiasiyası intensivliyə malikdir:

Şiddət I ilə müvafiq parlaqlıq temperaturu T arasında bir-bir əlaqə olduğu üçün parlaqlıq temperaturu T [K] = I / k, daha çox fiziki əhəmiyyətinə görə I-ni əvəz edir. T uyğun bir yükün temperaturu (R = Z)o) hf & lt & lt kT üçün təbii olaraq eyni intensivliyi I = kT Watts / Hz yayacaqdır. Bu Rayleigh-Jeans təxmini I aşağıdakı bütün frekanslar üçün 50K-dən yuxarı T temperaturlarında etibarlıdır

Beləliklə, T temperaturundakı bir rezistorun Thevenin ekvivalent dövrü ümumiyyətlə müşahidə edilə bilən bir ağ ağ gərginliyi v yaradan bir gərginlik mənbəyi ehtiva edir.Th(t) çağırıldı Johnson səs-küyü. Bu qaynaq gərginliyi vTh(t) bant genişliyi B [Hz] içərisində uyğun bir ötürmə xəttindən aşağıya kTB [W] yayır. Bu Johnson səs-küy gərginliyi vTh(t) ayrıca Thevenin müqaviməti R və onun uyğun yükü Z arasında bölünüro = Yayılma xəttinin gərginliyini çıxarmaq üçün R+(t, z = 0) = vTh/ 2. Ancaq şüalanan güc:

Buna görə B bant genişliyində kök orta kvadrat açıq dövrə istilik gərginliyi vThrms T temperaturunda bir müqavimət R arasında:

TEM empedans xətti Zo xətt itkisizdirsə və buna görə radiasiyadan ayrılırsa, rezistorun səsinə heç bir Johnson səsi əlavə etmir.

TEM ötürmə xəttinə uyğun olan hər hansı bir anten bu səbəbdən kT istilik səs-küy alırAB [W] ətraf mühitdən, burada TA kimi müəyyən edilir antena temperaturu. TA parlaqlıq temperaturu T-nin qazanılmış ortalamasıdırB 4 ( pi ) steradiandan yuxarı mühit:

Bütün baxış sahəsi parlaqlıq temperaturu T varsaB = Tovə anten G (& theta, & phi) = D (& theta, & phi) qədər itkisizdirsə, onda TA = To ( int_ <4 pi> mathrm( theta, phi) mathrm Omega = 4 pi ) (10.3.3).


Radio Astronomiyası Tarixi

Radio astronomiyası astronomik elmin nisbətən gənc bir qoludur. Bu gün kainatımıza dair ən vacib kəşflərdən bəziləri radio teleskoplarından qaynaqlanır.

Karl Janksy təxminən 1930-cu illərdə

Sürpriz bir kəşf Radio Astronomiyaya aparır

Radio astronomiyası 20-ci əsrin əvvəllərində yaranmışdır. 1932-ci ildə Bell Laboratories üçün Karl G. Jansky adlı gənc bir mühəndis, başsındıran bir problemi həll etdi: səs-küylü statik qısa dalğalı radio transatlantik səs rabitəsinə müdaxilə edirdi. Mənbəni izlədikdən bir neçə ay sonra səmada yavaş-yavaş dəyişdiyini fark etdi. Bu nə ola bilər? Çaşqın vəziyyətdə bir astronomla məsləhətləşdi və heyrətləndirici bir nəticəyə gəldi:

& # 8220Bir şeyin, nə olursa olsun, yalnız yer üzündən deyil, günəş sisteminin xaricindən gəldiyini ifadə edən daha çox məlumat aldım. Kosmosda sabit olan bir istiqamətdən gəlir və təəccüblü olanı budur ki, [günəş sisteminin] kosmosda hərəkət etdiyi istiqamətdədir. Skellettə görə ... bu istiqamətdə “kosmik toz” buludları var ... & # 8221

Jansky Süd Yolu Qalaktikasının mərkəzində bir şey kəşf etmişdi. 1933-cü ildə nəşr olunan "Günəş Sisteminin Xaricindəki Radio Dalğaları" adlı 20-ci əsrdə astronomiya tarixindəki ən əhəmiyyətli sənədlərdən birinə yol açdı. Əsəri radio astronomiya elminin əsasını qoydu!

Radio Astronomiyası və “Kiçik Yaşıl Adamlar”

Ən məşhur radio astronomiya kəşflərindən biri, 1967-ci ildə Jocelyn Bell adlı gənc bir aspirantın qurmağa kömək etdiyi bir radio teleskopundan çıxan bir yazıda qəribə bir siqnal görməsi ilə meydana gəldi.

& # 8220Mənim eureka anım gecənin qaranlığında, səhərin erkən saatlarında, soyuq, soyuq bir gecədə idi və ayaqlarım o qədər soyuqdu ki, ağrıyırdılar. Ancaq nəticə qrafiklərdən töküldükdə, sadəcə bütün bunları unutursunuz. Bunun nə qədər əhəmiyyətli olduğunu anladınız - həqiqətən nəyə inandığınızı - və bu çox yaxşı! & # 8221

Nə tapdı? Əvvəlcə aydın deyildi. Obyekt saniyədə təxminən 30 dəfə normal bir sürətlə güclü radio impulsları istehsal etdi. Bell və həmkarları əvvəlcə obyekti LGM-1 adlandırdılar, çünki müntəzəm impulsların “Kiçik Yaşıl Kişilər” dən ola biləcəyini zarafat etdikləri üçün, hələ izah olunmamış bir təbiət hadisəsi olduğunu anladılar.

Siqnalların pulsar adlanan qəribə bir cisimdən yayımlanan radio yayımları olduğu ortaya çıxdı.Pulsarlar nəhəng bir ulduzun çökdükdən sonra supernova kimi partladığından sonra qalan bir şeydir Supernova. Nüvə sobasından sonra Günəşimizdən qat-qat daha böyük bir ulduzun son dərəcə şiddətli partlaması artıq cazibə qüvvəsini tarazlaya bilmir. Bu partlayış zamanı bu ulduzlar bir qalaktikadakı bütün digər ulduzlar kimi parlaq ola bilər və çox sayda maddənin yüksək sürətlə və yüksək enerjidə kosmosa atıldığı. Bu nəhəng ulduzların qalığı ya neytron ulduzuna, ya da qara dəliyə çevrilir. . Tamamilə neytronlardan ibarət kütləvi bir sıxılmış cisim qoyaraq kosmosa dağıntı buludları göndərir. Pulsar Bell öz oxunda saniyədə 30 dəfə spinləri kəşf etdi və hər bir fırlanma ilə bir işarə göndərdi. Demək olar ki, bir saatın səsi kimi.

Bu gün 2000-dən çox pulsar bilirik. Bəziləri üçün, məsələn, Crab Bulutsusunun mərkəzindəki pulsar kimi, kütləvi ulduzun parlayan dağıntılarını da görə bilərik. Radio astronomları partlayışın mərkəzində gənə vuran pulsara diqqət yetirirlər.

Radio Astronomiyası və Planet Sistemlərinin Tikinti Blokları

Verə biləcəyimiz ən maraqlı suallardan biri də kainatdakı yerimiz, günəş sistemi ilə bağlıdır. Necə yarandı? Planetimizdə həyatın yaranmasına imkan vermək üçün hansı şərtlər mövcud olmalı idi? Atacama Böyük Millimetr / submillimetr Array (ALMA) körpənin günəş sistemlərini doğuran bölgələr kimi kainatın soyuq, qaranlıq hissələrini öyrənmək üçün inşa edilmişdir. Bu bölgələr ulduz fidanlığı kimi tanınır. Orion Nebula, məşhur planet ulduz körpələr evi və qaz və toz buludlarına basdırılmış körpə planet sistemlərinə sahibdir. ALMA alimləri bu dumanı araşdırmağa davam edirlər. Radio tullantıları və infraqırmızı işıq bu qalın qaz və toz buludları arasından keçərək ulduz və planet meydana gəlməsi proseslərinə “pərdəni qaldıraraq” gedə bilər.

Bu möhtəşəm və qeyri-adi görüntü dünyadan təxminən 1350 işıq ili uzanan bir ulduz əmələ gələn bölgə olan məşhur Orion Dumanlığının bir hissəsini göstərir. Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) və qırmızı rəngdə göstərilən IRAM 30 metrlik teleskopdan millimetr dalğa boyu şəkillərinin bir mozaikasını ESO-nun Çox Böyük Teleskopunda göstərilən HAWK-I alətindən daha tanış infraqırmızı görünüşlə birləşdirir. mavi. Sol tərəfdəki parlaq mavi-ağ ulduzlar qrupu, yalnız bir neçə milyon yaşında olan isti gənc ulduzlar olan Trapezium Küməsidir.

Astronomlar bu bölgəni araşdırmaq üçün radio astronomiyasından istifadə edərək nə tapdılar? Bulud, bir gün ulduzları və planetlərini meydana gətirmək üçün yaxşı yıxıla bilən soyuq qaz lifləri ilə doludur.

Qalaktikanın başqa bir yerində ALMA metil izosiyanat adlanan bir molekulun izlərini aşkar etdi. Bu zəhərli maddənin digər molekullarla birləşərək DNT-nin ilkin bina bloklarından biri olan peptidlər adlanan bio-biotik əvvəlki üzvi birləşmələr meydana gətirə biləcəyi bir xəbərçi molekulu olduğu ortaya çıxır. Başqa sözlə, ALMA astronomlara həyatın öncüllərini aşkarlamağa kömək edir. və milyardlarla il əvvəl öz günəş sistemimizdə həyatın necə yarana biləcəyinə dair ipuçları vermək.

Radio Astronomiyası Cazibə dalğalarının səbəbini anlamağa kömək edir

Qravitasiya dalğaları ilk aşkarlandığı son illərdə başlıqları tutdu. Bəs bunlara səbəb olan nədir? Karl G. Jansky Çox Böyük Array bu kosmik fəlakətlərin fizikasının öyrənilməsində rol oynadı. Bir neçə rəsədxananın üç aylıq müşahidələri tədqiqatçıları Yerdən 130 milyon işıq ili qalaktikasında neytron ulduzlarının titanik toqquşmasına gətirib çıxardı. Neytron ulduzları Neytron ulduzu Supernovadan keçən bir ulduzun kiçik bir sıxılmış nüvəsi (ulduz partlaması). Bu ulduzlar demək olar ki, tamamilə yalnız neytronlardan ibarətdir və güclü bir cazibə sahəsinə sahibdirlər. kütləvi ulduzların ölümündən qalan qəribə obyektlərdir. Maqnetik cəhətdən aktivdirlər və çox güclü cazibə sahələrinə sahibdirlər. Bu canavarlar toqquşanda yalnız cazibə dalğalarını kosmosa göndərmir, həm də güclü radio emissiyaları verir. VLA, üstəlik Avstraliya Teleskop Yığcam Dizisi və Hindistandakı Nəhəng Metrewave Radio Teleskopu bir araya gəldi. Birləşmə böyük bir enerji və material partlayışına başladı və alimlərə cazibə dalğalarının yaranmasının arxasındakı fenomen haqqında yeni bir fikir verdi.


Radio astronomiyasındakı böyük məlumatların əsasları

Jiale Lei, Linghe Kong, Astronomiyada Böyük Verilər, 2020

1.4 Astronomiyada böyük məlumatlar

Astronomiya, ehtimal ki, ən qədim müşahidə elmlərindən biridir. İnsanlar 10.000 ildən çoxdur ki, səmadakı əsrarəngiz işıqlı cisimləri müşahidə edir və anlamağa çalışır və bu, insan mədəniyyətinin vacib bir hissəsidir. Ancaq bu gün astronomiya dəyişdi. Keçmişdə tək bir astronom və ya kiçik bir qrup bir neçə cismani müşahidə edə bilərdi. İndi belə rəqəmsal metodlar köhnəlmiş kimi görünür, çünki böyük rəqəmsal göy anketləri üstünlük təşkil edir. Başqa sözlə, müasir astronomiya məlumatla zəngin bir sahəyə çevrilmişdir.

Günümüzdə böyük rəqəmsal səma araşdırmaları genişmiqyaslı teleskopların inkişafı və qurulması sayəsində astronomiyada üstünlük təşkil etmişdir. Nəticə olaraq, bu genişmiqyaslı teleskopların ələ keçirdiyi məlumat cədvəlləri olduqca böyükdür. Statistikaya görə, təxminən 10 terabaytlıq görüntü məlumatları ümumi bir səma araşdırmasına cəlb edildi və miqyas hələ də artır. Verilər əsasən ölçülmüş xüsusiyyətləri ilə ulduzlar, qalaktika və kvazarlar kimi milyardlarla aşkar edilmiş mənbəyi əhatə edir. Elektronikadakı yeni texnologiyalar, astronomiyada məlumatların eksponensial artmasına səbəb olan yeni alətlər yaratdı. Beləliklə, məlumat setləri keçmişə nisbətən daha böyük, daha mürəkkəb və daha homogen bir əmrdir. Xülasə olaraq, astronomlar böyük məlumatların qarşısında durmaq məcburiyyətindədirlər.

Düzdür, indi məlumat həcmi əvvəllər astronomların və statistiklərin işlətdiklərindən daha böyük bir sıra əmrlərə sahibdir. Bu məlumat dəstləri daha mürəkkəb və daha yüksək ölçülü ola bilər. Əlbətdə ki, belə nəhəng məlumat cədvəlləri astronomlar üçün dünyanı dəyişən kəşflər etməyə imkan verən böyük imkanlar ola bilər. Bununla birlikdə, idarəetmə, saxlama və məlumatların birləşdirilməsi və təhlili də daxil olmaqla problemlər ilk növbədədir. Bəzi güclü texnika bu yeni astronomik tətbiqetmələrdə artıq sınaqdan keçirilmiş və ya tətbiq edilmiş olsa da, digərləri birlikdə, astronomlar, statistiklər və kompüter alimləri tərəfindən yaradılmalıdır.

Genişmiqyaslı teleskoplar tərəfindən çəkilən bu şəkillər nəyə bənzəyir? Mövcud və gələcək məlumatlar (ehtimal ki, 100 terabaytdan çox) bütün dalğa uzunluqlarını əhatə edir, rentgen və digər tərəfdən radio və potensial olaraq səmaya panromatik və az qərəzli bir görünüş verir. Əslində, kainat fərqli dalğa bantlarında fərqli görünür. X-şüaları, radio, infraqırmızı və ultrabənövşəyi kimi bəzi dalğa zolaqlarının insan gözü ilə müşahidə edilə bilmədiyi məlumdur. Bu görünməyən dalğa boylarını göstərmək üçün detektorlar bu dalğa lentlərini tutmaq üçün xüsusi olaraq hazırlanmışdır. Daha sonra dedektorlar görünməz işıqları göstərmək üçün görünən rənglərdən istifadə olunan şəkillərə istinad edən saxta rəngli görüntülər istehsal edirlər. Yəni saxta rəngli şəkillərdə istifadə olunan rənglər həqiqi deyil, yalnız vacib detalları ortaya çıxarmaq üçündir. Bundan əlavə, astronomlar göy cisimlərinin təbiəti ilə bağlı vacib məlumatları tapmaq üçün müxtəlif dalğa boylarındakı görüntüləri müşahidə edirlər. Kainat araşdırmasına belə bir panromatik yanaşma daha tam bir fiziki mənzərə ortaya qoyur.

Ümumiyyətlə, astronomik məlumatlar müəyyən bir dalğa uzunluğunda göyün müəyyən bir hissəsi üzərində rəqəmsal şəkillərlə başlayır. Elm adamları, iki məkan koordinatının (göydə proqnozlaşdırılan) bir funksiyası olaraq, saniyədə bir santimetr kvadrat başına işıq enerjisi göstərilə bilən bir axın görüntüsü yaratmaq üçün məlumatdan instrumental effektləri götürməyə çalışırlar. Bəzi hallarda, digər ölçülərin dalğa boyu, vaxt və ya digər atributlar ola biləcəyi iki ölçülü şəkillərdən daha çox məlumat kubları hazırlanır. İndi astronomik görüntülərdə ölçü vaxtı nəzərə alındıqda, bir çox dəyişən ulduz və keçici fenomen, gecə göyünün təkrar mənzərələri, o cümlədən Tip Ia supernova (kainatdakı qaranlıq maddə və qaranlıq enerjinin miqdarını təyin etmək üçün istifadə olunan partlayan ulduzlar) və planetar keçidlər (bir planet birbaşa daha böyük bir cismlə müşahidəçi arasında keçdikdə) [2]. Bəlkə bəzilərimiz Venera günəşimizin diskindən keçəndə planetar keçidin şahidi olmuşduq. Belə bir fenomen günəş sistemimiz xaricində daha uzaq ulduzların ətrafında dövr edən planetləri kəşf etməyimizə kömək edə biləcəyi üçün dəyərlidir və bu, astronomiyada yeni planetlərin aşkarlanması üçün ümumi bir metod halına gəldi. Kepler kosmik teleskopu yaxşı nümunədir. Mart 2009-cu ildə NASA, Kepler kosmik teleskopunu günəş sistemimizin xaricindəki planetlər olan ekzoplanetləri aşkar etmək məqsədi ilə başlatdı. Təqaüdə çıxdıqda Kepler 500 mindən çox ulduz müşahidə etmiş və ən az 2600 planet aşkarlamışdı. Kepler tərəfindən aşkarlanan planetlərin arasında, insanların yaşaması üçün əlverişli olduğuna inanılan və sensasiyaya səbəb olan Kepler-452b adlı super bir planet var idi.

Xam məlumatlar toplandıqdan sonra, bəzi mənbələr tapmaq alqoritmi ulduzlar, qalaktikalar, kvazarlar və s. Daxil olmaqla ayrı-ayrı və ya ayrı-ayrı astronomik mənbələri müəyyənləşdirmək üçün işə salınır. Həmçinin onların axınının məkanda paylanması yolu dalğa uzunluğunda parametrləşdirilir və s. Sonra hər bir mənbə üçün müstəqil ölçülmüş parametrlərin sayı bir parametr boşluğunun ölçüsünü təyin edir və hər bir mənbə müşahidə olunan xüsusiyyətlərin bu parametr məkanında bir vektor kimi təmsil edilə bilər. Parametrlərin nümunələri adətən axınları, axın nisbətlərini (rəng kimi də bilinir), ölçüləri və şəkil şəkillərinin və konsentrasiyalarının ölçülərini əhatə edir. Bir çox müasir rəqəmsal səma sorğusu, aşkar edilən hər bir mənbəyə görə yüzlərlə atribut parametrləşdirir. Bu parametr məkanının təqdimatı, prinsipcə, orijinal məlumatlarda mövcud olan bütün məlumatları yığcam formada ehtiva edir. Başqa sözlə, "boş" pikselləri görməməzlikdən gəlsə də, aşkar edilmiş mənbəylə əlaqəlidir. Bundan əlavə, orijinal məlumatlar tez-tez statistik təhlil üçün uyğun olan kəmiyyət formasına çevrilir.

Xülasə olaraq, belə bir sistematik və məlumatlara əsaslanan yanaşma, ehtimal ki, ayrı-ayrı tədqiqatçıların edə biləcəyi şeylərə əlavə olaraq yeni bir elm əldə etməyə imkan verəcəkdir. Bu geniş parametr sahələrində mənalı, təsirli təcrübələr aparmağa imkan verəcəkdir [3].


Radioastronomiyada qırılma nə qədər böyük olur? - Astronomiya

1 / H-nin kainatın yaşını təyin etməyin səhv bir yolu olduğunu izah etdiniz. Kainatın yaşını daha dəqiq ifadə edən başqa bir kəmiyyət və müşahidə yolu varmı?

Müzakirə etdiyimiz kimi, kainatın yaşını 1 / H olaraq təyin etmək həqiqətən doğru deyil, çünki H, kainat tarixi boyu genişlənmə sürəti olduğunu düşünür (və beləliklə, genişlənmə sürəti sürətlənmir və yavaşlamır).

Kainatın yaşı ilə bağlı yaxşı təxminlər əldə etməyin bir neçə yolu var, amma dəqiq bilməyin yolu yoxdur. Bunun nə qədər çətin olduğunu düşünmək üçün gəlin sənə bir insan göstərdiyimi göstərim və onun neçə yaşında olduğunu təxmin etmənizi xahiş edək. Doğru yaşı təxmin etmək bir qədər çətin olardı, amma bunu necə edərdiniz? Bu insanın fərqli yaşlarda tanıdığınız digər insanlarla müqayisədə neçə yaşında olduğunu düşünərdiniz. Yalnız bir kainatımız var, buna görə onu digər kainatlarla müqayisə edə bilmərik, beləliklə yaşı təyin etmək çox çətindir! Budur daha dəqiq üç yol:

1) Sadəcə 1 / H-dən istifadə etməyi yalnız cari H ölçüsündən istifadə ediriksə, yaşı tapmaq üçün çox dəqiq bir yol olmadığını qeyd etdim. Yadda saxla ki, H genişlənmə sürətini ölçür, belə ki H zamanında sabitdir və kainat həmişə eyni sürətlə genişlənir. Bunun doğru olmadığını bilirik (kainatın həqiqətən sürətləndiyinə inanırıq), daha dəqiq olmaq üçün genişlənmə sürətinin necə olduğunu düşündüyümüz üçün bir model ortaya qoymalıyıq. Başqa sözlə, H-ni bir zamanın funksiyası olaraq tapmalı, kainat tarixinə inteqrasiya etməli və daha dəqiq yaş təxminini almaq üçün bunun tərsini almalıyıq. Hələ də bəzi təxminlər edirik, çünki keçmişdə hər an H-nin nə olduğunu dəqiq bilmirik (indi nə olduğunu başa düşmək bizim üçün kifayət qədər çətin idi!) Hər model fərqli bir dəyər verəcəkdir yaş, lakin ən populyar modellərdən biri təxminən 13,8 milyard il verir.

2) Başqa bir metod, ulduz qruplarına (hamısı eyni anda doğulan və bizdən eyni məsafədə olan ulduz qruplarına) baxma. Ulduzlar həyatlarının ən uzun mərhələsində olduqda (hidrogen yanarkən) onları parlaqlığa qarşı bir temperatur sahəsinə (nə qədər parlaq olduqları) qoya bilərik və hamısının düz bir xəttdə düşdüyünü görürük (buna "əsas ardıcıllıq" deyirik) ). Ulduzlar haqqında biliklərimizə əsasən, hər bir ulduz növünün əsas ardıcıllıqla nə qədər qaldığını bilirik. Ulduz dəstini müşahidə etdikdə, əsas ardıcıllıq dediyimiz xətti dolduran bütün ulduz növlərini görə bilərik. Beləliklə, qrupun yaşı və bununla da kainat üçün yuxarı hədd tapmaq üçün hansı ulduz növlərinin köhnə qruplarda əsas ardıcıllığı tərk etdiyini görə bilərik. Bu metod 11-13 milyard il yaş verir.

3) Bəzi ulduzların həyatında supernova adlanan xüsusi bir hadisə var. Ulduzun nüvəsi ağ bir cırtdana (ömrünün sonuna yaxın həqiqətən kompakt bir ulduz) çevrildikdə və ulduzun xarici təbəqələri bu nüvədən sıçrayıb nəhəng bir partlayış nəticəsində kosmosa uçarkən müəyyən bir supernova meydana gəlir. Arxada qalan ağ cırtdan əvvəlcə parlayır və sonra yaşlandıqca soyuyur. Həqiqətən sərin olan ağ cırtdanlar tapsaq, onların sərinləşmələri və kainatın yaşı üçün bir dəyər qazanmaları üçün nə qədər vaxt keçdiyini təxmin edə bilərik. Bu metod təxminən 12,7 milyard il yaş verir.

Bu səhifə sonuncu dəfə 27 iyun 2015-ci ildə yeniləndi.

Müəllif haqqında

Sabrina Stierwalt

Sabrina, Caltech-də tədqiqatçı olmaq üçün Los Ancelesə köçənə qədər 2009-cu ilə qədər Cornell-də aspirant idi. İndi Virginia Universitetində və Charlottesville'deki Milli Radio Astronomiya Rəsədxanasında qalaktika birləşmələrini araşdırır. Gündəlik Eynşteyn kimi həftəlik podkastında elmlə əlaqəli suallara cavab verə bilər.


Radio astronomiyasında dəyişiklik

Bəşəriyyətin radio səması haqqında biliklərindəki bu nəhəng dalğanın bir neçə nəticəsi var.

Əvvəlcə, astrofizikanın süper kütləvi qara deliklərin kainatda niyə bu qədər adi göründüyünü, qalaktikaların böyüməsini və təkamülünü necə tənzimlədiyini və qalaktikaların bir-birinə necə birləşərək qruplar yaratdığını anlamaq kimi bəzi əsas suallara cavab verməyi gözləyirik.

İkincisi, radio astronomiyamızı dəyişdirəcək. Bu an bir qalaktikanın radio dalğa boylarında necə göründüyünü bilmək istəsəm, qalaktikamı öyrənmək üçün böyük bir radio teleskopunda rəqabətədavamlı vaxt qazanmağım lazımdır.

Ancaq tezliklə vebə girə və DAÜ ya da digər meqa layihələrdən biri tərəfindən toplanan məlumatlardakı qalaktikamı müşahidə edə biləcəyəm. Beləliklə, radio astronomiyasının əksəriyyəti yeni bir müşahidə ilə deyil, veb axtarış yolu ilə həyata keçiriləcəkdir. Böyük radio teleskopların rolu yeni obyektlərin tapılmasından bilinən obyektlərin incə təfərrüatlarına qədər öyrənilməsinə qədər dəyişəcəkdir.

Üçüncüsü, astronomların astronomiyasını digər dalğa uzunluqlarında etmə tərzini dəyişdirəcəkdir. Bu anda yalnız kiçik bir azlıqda qalaktikalar radio dalğa boylarında tədqiq edilmişdir.

Bundan sonra orta astronom tərəfindən araşdırılan əksər qalaktikalar əla radio məlumatlarına sahib olacaqlar. Bu, müntəzəm olaraq qalaktikaların fizikasını açmaq üçün kainatdakı radio pəncərəsini açmaq üçün istifadə edilə bilən yeni bir vasitə əlavə edir.

Dördüncüsü, bu qədər həcmli məlumatlara sahib olmaq bizim elmimizi dəyişdirir. Məsələn, yaxınlıqdakı qalaktikaların cazibə sahəsinin uzaq qalaktikalardan işığı necə bükdüyünü başa düşmək istəsəm, hal-hazırda bacardığım ən yaxşı nümunəni tapıram və gecəni gecəni teleskopda keçirərək prosesi ətraflı öyrənirəm.

Gələcəkdə prosesi daha da ətraflı başa düşmək üçün vebdən endirilən məlumatları istifadə edərək milyonlarla arxa plan qalaktikasını milyonlarla ön qalaktika ilə əlaqələndirə biləcəyəm.

Beşincisi və bəlkə də ən əsası tarix bizə kainatı yeni bir şəkildə müşahidə etdikdə, orada olduğumuzdan şübhələnmədiyimiz yeni cisimlərə və ya yeni fenomenlərə rast gəlməyə meylli olduğumuzu söyləyir. Pulsarlar, kvazarlar, qaranlıq enerji və qaranlıq maddə hamısı bu şəkildə tapıldı.

Radio astronomiyası, adətən bir çox qalaktikanın mərkəzində yerləşən supermassive qara dəlik haqqında daha çox məlumat verə bilər. ESO / L. Calçada / Sənətçilərin təəssüratı, CC BY


İş sənədləri: Astronomiya və Astrofizika Panel Hesabatları (1991)

Karl Jansky'nin 1932-ci ildə apardığı ilk müşahidələrdən bəri, texnologiyadakı inkişaflar radio teleskoplarının həssaslığını on ildə ortalama iki dərəcə artırdı, radio görüntülərinin açısal çözünürlüğünü onlarla dərəcədən bir yay saniyəsinin mindən bir hissəsindən daha yaxşıya yüksəltdi, və radio astronomiyasının qısa dalğa boyu limitini metrdən millimetrə və alt millimetr dalğa boylarına qədər uzatdı. Radio teleskop indi bir çox növ səma cisimlərinin yüksək qətnamə və yüksək sədaqət şəkilləri üçün seçim alətidir.

Son on il ərzində milli radio rəsədxanalarındakı bənzərsiz obyektlər fundamental fizika və kosmologiyadan asteroidlərin möhtəşəm radar görüntüsünə qədər mümkün dramatik kəşflər etdi. Eyni zamanda, millimetr və alt millimetr dalğa boylarında aparılan qabaqcıl müşahidələr, qalaktikamızın spiral quruluşunun ən yaxşı mənzərəsini təmin etdi və ulduz əmələ gətirən bölgələrin quruluşunu, dinamikasını və kimyasını daha yaxşı anlamağa səbəb oldu. . Kainat boyu məsafələri ölçmək üçün yeni radio texnikaları inkişaf etdirilmişdir. Bu üsullar onsuz da Qalaktika və Kainatın ölçü şkalasının yenidən qiymətləndirilməsinə gətirib çıxarır. Yüksək çözünürlüklü görüntüləmə, siqnal işləmə və millimetr və alt millimetr spektroskopiya sahəsindəki digər inkişaflar 1990-cı illərdə radio astronomiyası üçün bir çox başqa yeni imkanlar açdı. Ancaq təəssüf ki, radio astronomiya üçün ayrılan maliyyə, elmin böyüməsi ilə ayaqlaşa bilmədi.

Son on-on beş il ərzində əhəmiyyətli radio teleskopları bağlandı və mövcud milli qurğulara ən müasir səviyyəyə yüksəltmək, hətta onları qorumaq və köhnəlmiş cihazları əvəz etmək üçün minimal yeni kapital qoyuluşu oldu. Xüsusi narahatlıq doğuran məsələ VIM-in dünyanın ən qabaqcıl radio teleskopunun vəziyyətinin pisləşməsi, yeni inkişaf etmiş millimetr və alt millimetrlik radio astronomiya sahələrinə lazımi dəstəyin göstərilməməsi və ayrı-ayrı alimlərə verilən tədqiqat qrant sayının və səviyyəsinin azalmasıdır..

1990-cı illərin radio astronomiyasının onilliyinə qədəm qoyduğumuz müddətdə Çox Uzun Əsas Array (VLBA), Yaşıl Bank Teleskopu (GBT), Arecibo təkmilləşdirilməsi layihəsi, Arizona-Alman Sub-Millimetr Teleskopu (SMT) vaxtında tamamlanmasını gözləyir. və Smithsonian Sub-Milimetr Dalğa Boyu Array (SMA). Bu yeni obyektlərin istismarı üçün əlavə vəsait lazım olacaqdır. Eyni zamanda, 1980-ci illərdəki dramatik texniki inkişafdan istifadə etmək və 1990-cı illərdən sonrakı on il ərzində güclü yeni tədqiqat imkanları təmin edəcək obyektlərin dizaynına və tikintisinə başlamaq vacibdir.

Radio Astronomiya Paneli, radio astronomiyası üçün yeni alətlər üçün ən yüksək prioritet olaraq, toplama sahəsi təxminən 2000 kvadratmetr olan bir Milimetr Dalğa Boyu Arrayının (MMA), 30 ilə 350 GHz aralığında bütün atmosfer pəncərələrində işləyən alıcıların inşasını tövsiyə edir. ən qısa dalğa boylarında 0,1 '' dən daha yaxşı qətnamə və çox yönlü yüksək çözünürlüklü spektroskopik qabiliyyət.

Millimetr Dizisi, Günəş sistemindəki çoxsaylı cisimlərin, ulduzların əmələ gəlməsi və təkamülü, ulduz nükleosentezi, Samanyolu və həm də uzaq qalaktikalarda ulduzlararası mühitin kimyəvi və fiziki quruluşunu, quruluşunu və Kainatın təkamülü. MMA-nın həssaslığı, açısal qətnaməsi, sürəti və görüntü keyfiyyəti hər biri dünyada mövcud olan hər millimetr dalğa alətininkindən daha yüksək olacaqdır.

MMA onilliyin sonlarına qədər tamamlanmayacağına görə, hazırda fəaliyyətdə olan millimetr və alt millimetr teleskoplarda lazımi dəstəyin göstərilməsi vacibdir. Bu alətlər növbəti on il ərzində bu sahədəki elm və texnologiyanı inkişaf etdirəcək və MMA istifadəyə verildikdə istifadə edəcək gənc alimləri yetişdirəcəkdir. Mövcud universitet əsaslı millimetr interferometrləri xüsusilə əhəmiyyətli bir rol oynayacaq, çünki MMA-ya aparan elmi və texniki proqramı inkişaf etdirməyə başladılar və davam etdirəcəklər. Bundan əlavə, millimetr interferometriyasında tələbə və doktorluq sonrası hazırlıq üçün vacib bir qaynaq təmin edəcəklər.

Radio Astronomiya Paneli, prioritet olaraq aşağıdakı yeni orta ölçülü alətləri tövsiyə edir:

Doldurulmuş diyaframlı Böyük Millimetr Dalğa Boyu Radio Teleskopunun inşası.

Mövcud VLA ilə VLBA arasındakı ara çözünürlük aralığını əhatə etmək və həm VLA, həm də VLBA-nın görüntü gücünü xeyli artırmaq üçün VLA-nın genişlənməsi.

Avropada, Yaponiyada və SSRİ-də beynəlxalq tərəfdaşlar qrupu ilə birlikdə 25 metrlik bir radio teleskopun kosmosda yerləşdirilməsi, kosmosda çox uzun bir əsas interferometr (VLBI) elementi kimi fəaliyyət göstərməlidir.

Radio Astronomiya Paneli yeni kiçik miqyaslı layihələrə başlamaq üçün davamlı bir fürsətə ehtiyac olduğunu qəbul edir. Panel, növbəti on il ərzində yeni fikirlərin daima inkişaf etdiriləcəyini tamamilə gözləsə də, aşağıdakı təşəbbüsləri bu anda xüsusilə layiqli hesab etdik:

Cənubi səmalardakı atmosfer elmləri, radio və radar astronomiyası tədqiqatları üçün beynəlxalq bir konsorsium tərəfindən inşa ediləcək və istismara veriləcək Braziliyada böyük bir Cənubi Radio Teleskopu.

Xüsusilə kosmik fon radiasiyasında (CBR) bir milyonda bir hissə səviyyəsində məkan dalğalanmalarını aşkar etmək üçün hazırlanmış kiçik bir radio teleskopun inşası.

Sovet və Yapon kosmik VLBI missiyalarında iştirak 1990-cı illərin ortalarında planlaşdırılır.

Qabaqcıl cihazları inkişaf etdirmək və yerdənkənar kəşfiyyat (SETI) axtarmaq üçün müşahidə proqramları həyata keçirmək üçün universitetlərdə kiçik tədqiqat qruplarının yaradılması.

Günəş tədqiqatları üçün tezlikli çevik, görüntü yaradan radio teleskopun inkişafı.

Dəyişən radio mənbələri üçün səmanı araşdırmaq üçün sürətli bir göy teleskopunun inşası.

Panel mövcud və gələcək radio teleskoplarının gücünü artırmaq üçün xüsusilə böyük potensiala malik olan aşağıdakı texnoloji tədqiqat sahələrini müəyyən etmişdir: a) millimetr və alt millimetr dalğa boyları üçün alıcı texnologiyasının davamlı inkişafı b) geniş bant genişliyi qeyd sistemlərinin inkişafı və VLBI üçün məlumat əlaqələri və c) RFI-nin radio astronomiyasına təsirlərini yatırmaq və ya aradan qaldırmaq üçün effektiv texnika inkişaf etdirməklə birlikdə radio frekans müdaxiləsindən (RFI) yerə, kosmosa və Ay əsaslı radio teleskoplarına qarşı qorunma səylərinin gücləndirilməsi müşahidələr.

Panel ayrıca 2000-ci ildən sonra mümkün olacaq böyük yeni imkanların inkişafı üçün fürsəti tanıyır və 1990-cı illərdə yerlərdə və kosmosda aşağı tezlikli radio astronomiya texnikalarının inkişafına yönəlmiş nizamlı bir proqramın başlamasını tövsiyə edir. Ayda aşağı tezlikli, yüksək qətnamə radio astronomiya teleskopunun qurulmasına gətirib çıxarır.

Giriş

Radio astronomiyası İkinci Dünya Müharibəsindən əvvəl başlamış və 1950-ci illərdə, əsasən radioşünaslıq, elektrik mühəndisliyi və ya müharibə radarları olan alimlərin qabaqcıl səyləri sayəsində yetişmişdir. Onların işləri 1950-1960-cı illərdə radioqalaktika, kvazarlar, pulsarlar, Günəşdən və Yupiterdən gələn radio partlayışları, nəhəng molekulyar buludlar, ulduzlar arası maserlər və kosmik mikrodalğalı fon da daxil olmaqla əlamətdar kəşflərə yol açdı. Radio müşahidələr eyni zamanda planetar atmosferlərin təbiəti, səthlər və spin-orbit rezonansları, ulduz əmələ gətirən bölgələrdəki fiziki şərtlər, qalaktik nüvələrin əhəmiyyəti, qaz tərkibi də daxil olmaqla bir sıra digər astrofizik mövzuların daha yaxşı başa düşülməsinə gətirib çıxardı. ulduz qabıqlarının və ulduzlararası məkanın və yaradıldıqdan qısa müddətdə Kainatın ən uzaq hissələrindəki dövrlərə uyğun şərtlərin.

1970-ci illərdə radio astronomları, bu yeni astrofizik sahələri istismar etmək üçün iddialı bir radio teleskop qurma proqramı, eyni zamanda çox uzun əsas interferometriya, millimetr dalğa uzunluğu spektroskopiyası və sürətli məlumat toplama kimi məhsuldar yeni texnika üçün lazımlı ixtisaslaşmış texnologiyaların güclü inkişafını həyata keçirirdilər. və pulsar və planetar radar tədqiqatları üçün siqnal işlənməsi.

Radio astronomiya texnikaları 1980-ci illər ərzində sürətlə inkişaf etməyə davam etmişdir. Diyafram sintezi görüntüləmə, açısal qətnamə və görüntü keyfiyyəti ilə hər hansı digər bir texnikaya bərabər olmayan və pulsarlardan gələn zəif dövri siqnalların detallı ölçüləri üçün xüsusi avadanlıq və alqoritmlər hazırlanmışdır. Uzun baza interferometri təcrübələrində öyrənilən dərslər, Havaydan Karib dənizinə qədər olan anten elementləri ilə transkontinental Çox Uzun Başlanğıc Arrayının inşasına gətirib çıxardı. Eyni zamanda, elektromaqnit spektrinin bu tədqiq olunmamış bölgəsində millimetr və alt millimetr üsulları hazırlanmış və istismar edilmişdir. Ancaq on ildən çoxdur ki, NSF yerüstü astronomiyanın maliyyələşdirilməsi elmin böyüməsi ilə ayaqlaşmaq üçün yetərli deyildi. Bunun ABŞ-dakı bütün astronomiyanın sağlamlığını təhdid edən ciddi nəticələri var. Təxminən bütün dəstəyinə görə NSF-dən asılı olan radio astronomiyası xüsusilə kritik bir vəziyyətdədir.

Ayrı-ayrı elm adamlarının dəstəyi, mövcud radio teleskoplarının istismarı, istismarı və müasir səviyyəyə çatdırılması üçün alətlər və hesablama mənbələri üçün lazımi vəsaitin olmaması, radio astronomiyası qarşısında duran ən vacib problemdir..

1990-cı illərin onilliyinə qədəm qoyduğumuzda, yeni tədqiqat təşəbbüsləri üçün imkanlar VLBA, GBT, Arecibo modernləşdirmə layihəsi, Arizona-Alman Sub-Millimetr Teleskopu və Smithsonian Sub-Millimeter Dalğa Boyu Arrayının vaxtında tamamlanmasından asılı olacaqdır. Bu yeni alətlərin istismarı üçün əlavə vəsait lazım olacaqdır. Eyni zamanda, 1980-ci illərdəki dramatik texniki inkişafdan istifadə etmək və 1990-cı illərdən sonrakı on il ərzində güclü yeni tədqiqat imkanları təmin edəcək radio astronomiya obyektlərinin tikintisinə başlamaq vacibdir.

Elmi fürsətlər

Radio astronomiya tarixi, Kainat anlayışımızda inqilab yaratmış çoxsaylı yeni fenomenlərin və obyektlərin aşkarlanması ilə xarakterizə olunur. Radio qalaktikaları, kvazarlar, pulsarlar, molekulyar maserlər və günəş radiosunda partlayışlar güclü yeni texnologiyaların istifadəsi nəticəsində yaranan sərt kəşflər idi. Qravitasiya linzaları, neytron ulduzları və mikrodalğalı fon şüalanması kimi digər yeni hadisələr kəşfindən əvvəl müzakirə edilmiş, lakin nəzəri mülahizələr onların kəşfində az rol oynamışdır.

Ulduzlar, planetlər və Günəş kimi daha ənənəvi kosmik cisimlər arasında belə, radio müşahidələri əvvəllər bilinməyən hadisələrin tamamilə yeni bir sahəsini açdı. Planetar radio və radar müşahidələri əvvəlcə Veneranın retrograd fırlanmasını və Merkurinin gözlənilməz fırlanmasını aşkar etdi. Digər gözlənilməz günəş sistemi kəşfləri arasında Günəş tacının həddindən artıq istiliyi, Veneranın yüksək səth istiliyi, ehtimal ki, qaçaq istixana effekti, xarici istilik planlarının daxili istilik mənbələri səbəbindən yüksək temperaturu, Yupiter ətrafındakı Van Allen Kəmərləri, və Yupiter və Günəş atmosferlərindəki şiddətli elektromaqnit fəaliyyətinin yaratdığı möhtəşəm aşağı tezlikli partlayışlar.

Uzun illərdir ki, radio teleskoplarının analitik gücü iki böyük məhdudiyyətdən əziyyət çəkirdi: zəif açısal qətnamə və məsafələri ölçə bilməmək. Ancaq 1980-ci illərin on ili ərzində bu vəziyyət kəskin şəkildə dəyişdi.

Uzun dalğa uzunluqları səbəbi ilə uzun müddətdir ki, radio teleskoplarının bucaq çözünürlüyünün optik və ya infraqırmızı teleskoplarla müqayisədə ciddi şəkildə məhdudlaşdırılması lazım olduğu düşünülürdü. Əslində tərs həqiqətdir uzun dalğa uzunluğundakı radio dalğaları quru atmosferindən nisbətən təsirsiz ötüşmədən optik keçir

teleskoplar '' görmə ilə məhdudlaşır. "Həm də radio dalğa uzunluqlarında difraksiyalı məhdud alətlərin qurulması üçün lazım olan dəqiqliyin optik dalğa boylarındakı qədər tələbkar olmadığı üçün radio teleskoplarının əslində məhdudiyyətsiz həlləri ola bilər. Radio interferometr məlumatlarını təhlil etmək üçün inkişaf etmiş yeni üsullar effektiv şəkildə aradan qaldırılır. fövqəladə bir görüntü keyfiyyəti və açısal çözünürlüklü bir radio saniyəsinin bir saniyənin saniyə hissəsindən daha yaxşı bir şəkildə radio görünüşləri vermək üçün atmosferdən gələn görüntü təhrifinin hər hansı bir təsiri, bu yerdə və ya kosmosda başqa bir texnikanın mövcud olduğundan daha böyük bir sıra əmrdir.

Radio məsafəsi ölçmələri artıq Qalaktikanın, Hubble Sabitinin və Kainatın özünün ölçüsünü tamamilə yeni təyin etmək üçün yerli axının öhdəsindən gələ bilirlər. Bəziləri təkamül təsirlərindən və ya adi iyerarxik mübahisələrdən tamamilə müstəqil olan bu üsullara aşağıdakılar daxildir: pulsarların və digər qalaktik obyektlərin birbaşa trigonometrik paralaksı H-nin statistik paralaks ölçmələri2Keçmiş tip ulduzlarda HH və CO spektroskopik sürətlərinin VLBI ölçmələrində OH emissiyasının vaxt gecikməsini Tully-Fisher əlaqəsi VLBI superlüminal komponent hərəkətlərinin cazibə obyektivi və Sunyaev-Zeldoviç effektini yenidən dəyişdirir.

Milimetr və alt millimetr dalğa boyu Astronomiyası

Millimetr dalğa astronomiyası ulduzların, qalaktikaların və Kainatın özünü təkamülünü öyrənmək üçün yeni imkanlar açdı. Ulduzlararası mühitin kimyası və tərkibi, ulduz əmələ gəlməsinin ilk mərhələləri və işıqlı qalaktikaların daxili kinematikası millimetr dalğa boylarında misilsiz şəkildə ortaya qoyulur. Bu yaxınlarda inkişaf etmiş texnologiya ilə qurulmuş və güclü yeni görüntüləmə texnikalarından istifadə edilmiş millimetr və alt millimetr dalğa boyları üçün sıra tipli radio teleskoplar, bu spektral zolaqlarda həssaslıq və çözünürlükdə böyük inkişaflar təmin edəcəkdir.

ŞƏKİL 1 Orion Molekulyar Buludunun (OMC-1) milimetr dalğa boyu spektri, təxminən otuz fərqli molekulyar növ ilə təyin olunmuş mindən çox xətti göstərir. Kimyəvi və izotopik paylanmanın yüksək qətnamə şəkilləri, temperatur və sıxlıq gradiyentlərini, həmçinin kinematikanı xəritəyə çıxarır və bu buludların necə ulduzlar meydana gətirməsi barədə məlumat verir. (Foto T. G. Phillips, Kaliforniya Texnologiya İnstitutu tərəfindən verilmişdir)

Milyonlarla günəş kütləsi molekulyar qaz olan nəhəng buludlarda daim yeni ulduzlar doğulur. 2.6 mm dalğa uzunluğunda edilən karbonmonoksit tədqiqatları, Qalaktika boyunca yüzlərlə molekulyar buludun ölçüsünün, kütləsinin və yerləşməsinin təyin olunmasına gətirib çıxardı və Samanyolu'nun spiral quruluşunun ən yaxşı mənzərəsini təmin etdi. Molekulyar buludlarda izotop bolluğunun öyrənilməsi ilkin günəş sistemi obyektlərində ulduzlararası molekulyar materialın sağ qalmasına dəlil verir və günəş sisteminin mənşəyi və bəlkə də həyatın özü ilə əlaqəli şərtlərin öyrənilməsinə imkan verir. Ən parlaq qalaktikalarda və kvazarlarda molekulyar qaz enerjili ulduz partlayışlarının təşviqində və bəlkə də aktiv qalaktik nüvələrin alovlanmasında əsas rol oynayır.

Çox köhnə ulduzların ətrafındakı qaz zərflərinin millimetr dalğa boyu müşahidələri onların morfologiyasına, dinamikasına, nukleosentezinə və kimyəvi bolluğuna fikir verir. Köhnə nəhəng ulduzların tökülən zərflərinin yüksək qətnamə millimetr dalğa boyu görüntülərində, bir neçə min il ərzində olduqca qısa müddətdə istehsal edilməsi lazım olan molekulları olan qaz qabıqları olduğunu göstərir. Milimetr və alt millimetr dalğa boylarında inkişaf etmiş həssaslıq və qətnamə, eyni zamanda ulduz əmələ gətirən bölgələrin quruluşunu, dinamikasını və kimyasını daha yaxşı başa düşməyə, ulduzlararası poliatomik üzvi molekulların aşkarlanmasına və gənclərdən gözlənilmədən qaz axınlarının kəşf olunmasına gətirib çıxardı. ulduzlar.

Milimetr və alt millimetr dalğa boyu müşahidələri qalaktikaları başa düşməyimiz üçün xüsusilə vacibdir, çünki bu dalğa uzunluqları qalaktika nüvələrini digər dalğa boylarında gizlədən tozlara nüfuz edir və geniş miqyaslı qaz və toz paylanmalarının və onların qlobal ulduz əmələ gəlməsi ilə əlaqələrinin müəyyənləşdirilməsinə imkan verir. Karbonmonoksit indi yüzlərlə qalaktikada təsbit edildi və onlarla şəkilləndirildi. Verilər mərkəzi diskləri, üzükləri, çubuqları, güclü nüvə konsentrasiyaları və görkəmli spiral qolları olan qalaktikaları ortaya qoyur. Molekulyar qazın əsasən spiral qalaktikaların daxili hissələrində, xüsusən də infraqırmızıda çox parlaq olanlarda cəmləşdiyi aşkar edilmişdir. Son zamanlarda bir neçə kvazardakı CO aşkarlanması, ekstragalaktik molekulyar astronomiyanın gələcək potensialının ən yaxşı göstəricisidir.

Metrdən Hektometrə qədər Dalğa Boyu Astronomiyası

Son on il ərzində gözlənilməz bir neçə kəşf, uzun dalğa uzunluğunda radio astronomiyaya marağın canlanmasına səbəb oldu. Təəccüblüdür ki, qalaktika boyunca ulduzlararası mühitdə güclü metr dalğa boyu rekombinasiya xətləri tapıldı. Görkəmli bir metr dalğa boyu davamlı mənbəyi ilk milisaniyədəki pulsarın kəşfinə səbəb oldu. Cassiopeia A-nın metr dalğa boylarında dəyişkənliyini hər hansı bir şərti anlayış çərçivəsində izah etmək çətindir. Elektron axınları və şok dalğaları səbəbindən günəş radiosunda partlayışlar müşahidə olundu və xüsusilə radiasiyanın günəş küləyinin sürətlənməsi bölgəsindən qaynaqlandığı az qala araşdırılmamış hektometr dalğa uzunluğu zolağında yüksək açısal qətnamə ilə təsvir edilməlidir. Uzun dalğa uzunluğundakı planetar radio müşahidələr, eyni zamanda siklotron maser şüalanması kimi tanınan yeni bir tutarlı yayılma mexanizminin tanınması ilə nəticələndi ki, bu da dünyanın auroral zonalarında görülən fövqəladə parlaq (10 16 K-a qədər) dairəvi qütblü şüalanmanın zərif bir izahını verir. , Yupiterdən və digər nəhəng planetlərdən, Günəşdən və müxtəlif ulduzlardan. Önümüzdəki on il ərzində sayğac dalğası radio astronomiyası üçün əhəmiyyətli bir problem, yüksək dərəcədə dəyişdirilmiş ibtidai "pancake" neytral hidrogen buludlarını aşkarlamaq cəhdləri olacaqdır.

Günəş, Ulduzlar, Pulsarlar, Ulduzlararası Maserlər və Günəşdən kənar Planetlər

Qarşılıqlı təsir göstərən bir cüt ulduz cütlüyünün mürəkkəb təkamülündə yaranan milisaniyə və ikili pulsarlar, yaxın ikili sistemlərdə ulduz təkamülünün son mərhələləri haqqında bizə vacib dərslər verdi. Pulsarlar, cazibə fizikası, kosmologiya, astrometriya, vaxt saxlama metrologiyası və nüvə və plazma fizikasında geniş fenomenlərin araşdırılması üçün son dərəcə məhsuldar vasitə olmağa davam edəcəkdir. Təkmilləşdirilmiş Arecibo antenası və Yaşıl Bank Teleskopu, inkişaf etmiş yeni siqnal emalı və məlumat toplama sistemləri ilə birlikdə hər növ pulsar tədqiqatları üçün misilsiz həssaslıq və elastiklik təmin edəcəkdir.

ŞƏKİL 2, ikili pulsar PSR 1913 + 16 tərəfindən cazibə şüalanmasının yayılması, orbital dövrü sabit qaldığı hipotetik sistemlə müqayisədə orbitdə artan bir dəyişikliyə səbəb olur. Müşahidələr ümumi nisbilikdən proqnozlaşdırılan dəyişikliklə yüzdə birdən daha yaxşı olduğunu qəbul edir və cazibə şüalanmasının mövcudluğuna dair yeganə eksperimental dəlil verir. (Foto, J. H. Taylor, Princeton Universiteti tərəfindən verilmişdir)

Molekulyar maser buludlarına yeni yaranmış və çox köhnə ulduzları əhatə edir. OH və H-nin Zeeman bölünməsinin ölçüləri2O maser xətləri, molekulyar buludların enerji tarazlığını və kinematikasını anlamaqda əhəmiyyətli olan maqnit sahə gücünü təyin edir. İldə 10 mikrokarsaniyadakı qeyri-adi dəqiqliklə aparılmış Astrometrik VLBI ölçmələri, H20 maserlərin 'gənc ulduz cisimlərinin zərflərindəki hərəkətlərini izləməyə və məsafələrini birbaşa təyin etməyə imkan verdi. Bu texnikanın kosmosa yayılması VLBI yaxınlıqdakı qalaktikalara məsafələrin birbaşa ölçülməsi və Kainatın məsafə miqyasının yenidən kalibrlənməsi vədini verir.

Çox Böyük Array və Arecibo teleskopunun yüksək həssaslığı, müxtəlif ulduzlardan radio emissiyalarının aşkarlanması və görüntülənməsini də mümkün etmişdir. Termal spektrli radio emissiya ikili ulduz sistemlərindəki komponentlər arasında kütlə ötürən ulduz küləkləri ilə təsbit edildi, qeyri-istilik emissiya isə qısa müddətli alovlar da daxil olmaqla, bir neçə dəfə daha güclü olan fenomenlərlə əlaqələndirilir. günəşdə görülür. VLA, günəş alovları zamanı yüksək enerjili elektronların sürətləndirildiyi və məhdudlaşdığı yerləri müəyyənləşdirdi və radio parlaqlığı ilə xromosfer və tacın maqnit sahə quruluşu arasında möhtəşəm bir əlaqə qurdu. Millimetr Array və genişləndirilmiş VLA-nın əlavə qətnaməsi, hər spektral tip və parlaqlıqdakı ulduzların radio emissiyasını görüntüləmək üçün xüsusilə vacib olacaqdır.

Başqa ulduzların ətrafındakı planetlərin varlığına və onların mümkün nəticələrinə maraq heç vaxt daha yüksək olmamışdır. Tünd ulduz yoldaşlarının Astrometrik aşkarlanması VLBA ilə mümkün ola bilər. Planet sistemlərinin ayrı-ayrı ulduzlar ətrafında əmələ gəlməsi, yeni yaranmış ulduzları əhatə edən toz və qazın dinamikası və kimyasının birbaşa müşahidə edilə biləcəyi millimetr dalğa boylarında ən yaxşı öyrənilən əsas problemdir. Milimetr və alt millimetr massivləri və Böyük Millimetr Teleskopu planet öncəsi səyyah disklərini araşdırmaq üçün son dərəcə güclü vasitə olacaqdır. Bundan əlavə, Yerdənkənar Zəka Axtarışı, SETI, həm təbəqəni, həm də elm adamlarını valeh etməyə davam edir. SETI güclü bir intellektual və texniki problem yaradır və 1990-cı illər ərzində axtarış üfüqlərini çox genişləndirəcək güclü yeni cihaz və texnika ilə genişləndiriləcəkdir.

Planetlər, Asteroidlər və Kometlər

Plutonun aşkarlanması ilə bütün planetlərdən, onların bir neçə peykindən və bir sıra asteroid və kometlərdən termal radio emissiya müşahidə edilmişdir. Nəhəng planetlərin atmosferindəki ammonyak və Venera və Mars atmosferlərindəki karbon dioksidin millimetr interferometriyası atmosfer istiliyinin və molekulyar bolluğunun sutkalıq, enlik və mövsümi dəyişikliklərini birbaşa müşahidə etmək imkanı verir. Dəyişən kükürd dioksid emissiyası, ehtimal ki, vulkanik fəaliyyət nəticəsində Io üzərində dalğa uzunluğunda milimetrdə müşahidə edilmişdir. Kuyruklu ana molekul olan hidrogen siyanürün millimetr müşahidələri, kometa komasındakı kinematik və kimyəvi tərkibi haqqında birbaşa məlumat verir.

ŞƏKİL 3 Arecibo Rəsədxanasında 2,5 milyon mil yaxınlaşma vaxtı yaxınlığında hazırlanan 1989 PB asteroidinin radar görüntüləri. Dumbbell şəklində asteroid bir ilə iki kilometr arasındadır və təxminən dörd saat müddətlə fırlanır. Bu şəkillərin on milli saniyədən daha yaxşı təsirli bir çözünürlüğü var. (Fotoşəkil, Caltech Jet Propulsion Laboratoriyası S. Ostro-nun izni ilə)

Venera atmosferindəki küləklərin dövriyyəsi barədə məlumat vermək üçün iki Sovet VEGA şarını izləmək üçün dünya miqyasında VLBI müşahidələrindən istifadə edilmişdir. Son on il ərzində aparılan radar müşahidələri bir kometa nüvəsinin ilk birbaşa aşkarlanmasına, IRAS-Araki-Alcock və Halley kometaları ilə əlaqəli böyük hissəcikli buludların, bəzi Yer kürəsindəki asteroidlərin son dərəcə nizamsız, qabarıq olmayan formalarının, və Saturnun üzüklərinin santimetr və ya daha böyük ölçülü hissəciklər içərisində olduğuna dair ilk birbaşa dəlil.

Radio Qalaktikaları, kvazarlar və kosmologiya

Radio müşahidələri qalaktikaların, kvazarların və aktiv qalaktik nüvələrin (AGN) anlaşılmasında əsas rol oynamağa davam edir və kosmologiya anlayışımızı əsaslı şəkildə dəyişdirdi. Minlərlə qalaktikadakı neytral hidrogen qazının müşahidələri ən azı 50-100 Mpc ölçülərə sahib strukturların mövcudluğunu ortaya qoydu. Bu nəticələr Kainatdakı genişmiqyaslı strukturların təkamülü ilə əlaqədar mühüm sərhəd şərtlərini müəyyənləşdirir və içərisindəki "qaranlıq maddə" miqdarına alt sərhədlər qoyaraq qalaktikalar içərisində kütlə paylanmasının dinamik tədqiqatları üçün istifadə olunur. Ekstragalaktik neytral hidrogen və karbonmonoksit tədqiqatları, xüsusilə Arecibo teleskopunun, VLA, yeni Yaşıl Bank Teleskopunun və təklif olunan yeni millimetrlik radio teleskoplarının təkmilləşdirilmiş imkanları ilə son dərəcə məhsuldar olmağa davam edəcəkdir. Yüksək dərəcədə sürüşmüş atom və molekulyar qazın müşahidəsi erkən dövrlərdə qalaktika disklərindəki vəziyyət haqqında məlumat verir. Optik qırmızı sürüşmə tədqiqatları ilə birlikdə bu məlumatlar, qalaktikaların meydana gəlməsini, təkamülünü və geniş miqyaslı paylanmasını araşdırmaq və Kainatın açıq və ya qapalı olub olmadığı sualını həll etmək üçün əvəzolunmaz bir kosmoloji məlumat fondu təmin edir. Uzaq kvarsların qravitasiya yönümlü görüntüləri bizə qalaktikalardakı kütlə paylanmasını öyrənmək üçün yeni bir texnika, eyni zamanda Kainatın ölçüsünü və yaşını təyin etmək üçün yeni və potensial olaraq vacib bir metod verir.

Müasir dövrdə kosmologiyada bəlkə də ən vacib kəşf kosmik mikrodalğalı fon radiasiyasının radio aşkarlanmasıdır. Kainat üzərindəki hərəkətimizin təsiri xaricində, fon radiasiyasının yüz minə bir neçə hissəyə qədər hamar olduğu aşkar edildi. Bu sadə eksperimental həqiqət, ilk Kainat modelləri və xüsusən də qalaktika meydana gəlməsinin müəmmalı prosesi üçün ən ciddi məhdudiyyətlərdən birini təmin edir. Kosmik mikrodalğalı fonun izotropiyasını milyonda bir hissə səviyyəsində sınaqdan keçirmək indi eksperimental olaraq mümkündür və şiddətlə davam etdirilməlidir. Bu tip təcrübə kosmologiyanın müşahidənin təməl daşlarından biri olmağa davam edəcəkdir.

Kvazarlardakı və aktiv qalaktik nüvələrdəki enerji mənbəyini və enerjinin nisbi plazmaya çevrilməsini, müşahidə olunan sinxrotron şüalanmasını meydana gətirməkdə çoxdan bəri davam edən problemlər qalmaqdadır. Son on il ərzində aparılan VLA müşahidələri həm xarici, həm də xarici Galaxy mənbələrində və öz Galaxy-nin mərkəzində reaktivlər, filamentlər və isti nöqtələr aşkar etdi. Bu kompleks quruluşlar radio yayan plazmadakı detalların zənginliyini və maqnit sahələrinin oynadığı mühüm rolu əks etdirir.

ŞƏKİL 4 Kvazar 3C 273 nüvəsinin altı santimetrlik VLBI görüntüsü 14 elementdən hazırlanmışdır "dünya dizisi." Görüntünün 1 ilə 2 milyard saniyə arasında bir açısal çözünürlüğü var. Bu və daha qısa dalğa uzunluğundakı təkrar müşahidələr, nüvədən çıxan və ildə təxminən bir milyard saniyə oxşar sürətlə sabit bir əyri yol boyunca hərəkət edən superlüminal komponentlərin atılmasını göstərir. Bu, işığın sürətinin təxminən on qatına bərabər görünən bir eninə xətti sürətə uyğundur və deyilir

superluminal hərəkət. Taxmaq, 3 mm dalğa uzunluğunda müşahidə olunan əsas komponenti 6 sm-dən on qat daha yaxşı açısal bir qətnamə ilə göstərir. Millimetr interferometriyası astronomiyada indiyə qədər əldə edilmiş ən yüksək qətnamə şəkillərini verir. Ayrı-ayrı komponentlər ölçü baxımından yarım işıq ilindən azdır. (Şəkil L. Baath, Onsala Kosmik Rəsədxanası, İsveç)

VLBI müşahidələri nisbi plazmanın sürətləndirildiyi və yüz minlərlə işıq ili uzaqlıqda yerləşən genişləndirilmiş radio loblarına doğru aşırı superluminal hərəkətlə axan dar jetlərə yönəldildiyi kiçik, lakin inanılmaz dərəcədə enerjili nüvələr və aktiv qalaktik nüvələrin üzərində cəmləşmişdir. Superluminal hərəkətin, demək olar ki, görmə xətti boyunca yayılan plazmanın kütləvi nisbi hərəkəti ilə əlaqəli olduğu düşünülür. Rölativistik hərəkətin vacib nəticəsi, sinxrotron şüalanmanın hərəkət istiqaməti boyunca parıldamasıdır, beləliklə kvazarların və aktiv qalaktik nüvələrin aydın radio parlaqlığı şüanın istiqamətindən çox asılıdır və əlverişli hallarda əmrlərlə artırıla bilər. böyüklük. Elektromaqnit spektrinin digər hissələrində nisbi şüaların təsirlərinin nə qədər vacib olduğu aydın deyil, lakin zaman dəyişkənliyi və spektrlərin davamlılığı arasındakı əlaqə, kvazarların və aktiv qalaktiklərin görünən optik, İQ və rentgen parlaqlığının olduğunu göstərir. bu fenomen ilə nüvələr də artırıla bilər. Lakin

işıq saçan modelləri müşahidələrlə ətraflı şəkildə uyğunlaşdırmaq çətindir və vahid həndəsi modellər yaratmaq cəhdləri qismən uğurlu olmuşdur. Genişləndirilmiş VLA, VLBA və kosmik VLBI təcrübələrindən gözlənilən artan qətnamə, həssaslıq və dinamik diapazon bu problemlərə hücum üçün çox inkişaf etmiş imkanlar təmin edəcəkdir.

1990-cı illərdə Radio Astronomiyası üçün Çağırışlar

Bir çox astrofizik bulmacalar hələ həll olunmayıb və demək olar ki, indiki "məlum" cavablar səhvdir. Uzaqdakı kvarlarla yaxınlıqdakı parlaq qalaktikalar arasındakı görünən neytral hidrogen əlaqələri, güclü radio mənbələrinin sayının açıq anizotropiyası və anomal təbiəti, kvazarların açısal ölçülü-qırmızıya doğru paylanmasında gözlənilən nisbi təsirlərin olmaması və kvazarın aydın kvantlaşdırılması və qalaktika qırmızı sürüşmələrinin hamısını ənənəvi kosmologiya və astrofizika çərçivəsində başa düşmək çətindir.

ŞƏKİL 5 Bucaq ölçüsü - müxtəlif dünya modelləri ilə müqayisədə fərqli radio qalaktikaları və kvazar nümunələri üçün qırmızıya keçid əlaqəsi. Verilərlə uyğun gələn yeganə sadə model statik Öklid modelidir. Friedmann modelləri, kosmik dövr ilə xətti ölçüsünün təkamülünün Öklid əlaqəsini təkrarlamaq üçün həndəsi təsirləri kompensasiya etməsini tələb edir. (Foto V. Kapahi, Tara İnstitutu, Bangalore, Hindistan)

Əsas elmi araşdırmalar təbiətinə görə bilinən və bilinməyənlər arasında olan suallara cavab verir. Elmi bir suala bir cavab hər hansı bir dərəcədə güvənməklə proqnozlaşdırıla bilərsə, sual yəqin ki, bu hüdudlara çox yaxın deyil! Bu səbəbdən, müzakirələr ümumilikdə olsa da və zaman miqyası nisbətən yaxın gələcəkdə olsa da, önümüzdəki on il ərzində ən vacib elmi inkişaflar barədə spekulyasiya etmək çətindir və yəqin ki, yersizdir.

Ətraflı planlaşdırmaya çox böyük etibar, həqiqətən yenilikçi düşüncəni məhdudlaşdıra bilər. Qeyd edirik ki, 1980-ci illərdəki radio astronomiyanın bir çox məqamları & mdashmillisecond pulsarları və cazibə radiasiyasının sönümünün aşkarlanması, kosmik fon radiasiyasının həddindən artıq izotropiyası, qalaktikaların paylanmasının nizamlı yığcamlığı, çox gənc ulduzlardan bipolyar çıxışlar, cazibə obyektivləri və Çox Böyük Arrayın yüksək dinamik aralığındakı Xəritəçəkmə qabiliyyəti gözlənilməz inkişaflar idi və kəşflərindən əvvəl böyük ölçüdə gözlənilməz idi. Əvvəllər radio qalaktikaları, AGN-lər, kvazarlar, pulsarlar, Günəşdən və Yupiterdən gələn radio partlayışlar, planetlərin yüksək səthi və atmosfer istiliyi, nəhəng molekulyar buludlar, ulduzlararası molekulyar maserlər və kosmik fon radiasiyasının özü əvvəlcə kəşf edildi. inkişaf etməkdə olan yeni texnologiyanı istismar etmək. Xüsusi elmi məsələlərin nəzərdən keçirilməsi bu günlərdə astrofizik düşüncəmizə hakim olan bu böyük kəşflərə az təsir göstərdi. Bu kəşflər nəticəsində radio astronomiyası, ehtimal ki, köhnə problemləri həll etdiyindən daha çox yeni problem və suallar yaratdı və bir neçə on il əvvəl də anlayışımızın qeyri-kafiliyini deyil, daha da əhəmiyyətlisi suallarımızın qeyri-kafiliyini göstərdi. soruşurdular. Radio astronomiyası kimi eksperimental bir intizamda, inkişaf üçün ən yaxşı fürsətlərə çatmaq istedadlı insanların istifadə etdiyi ən inkişaf etmiş texnologiyanın mövcudluğuna bağlıdır.

Yeni Təsisatlar üçün tövsiyələr

Radio Astronomiya Paneli, VLA ilə müqayisə oluna bilən və yaxşı görüntü keyfiyyətinə, zəif davamlılıq və xətt emissiyasını öyrənməyə adekvat bir həssaslığa və çevik bir spektroskopik qabiliyyətə sahib olan, alt arc saniyə qətnamə ilə bir Millimetr Dalğa Arrayını yeni tikinti üçün ən yüksək prioritet kimi tövsiyə edir. 30 GHz ilə 350 GHz arasındakı bütün millimetr dalğa boyu pəncərələrdə. Maliyet: $ 115 milyon.

Panel ayrıca aşağıdakı orta ölçülü layihələri, prioritet sırası ilə, Millimetr Dizisini tamamlayıcı və 1990-cı illərin onilliyi ərzində radio astronomiyasının davamlı inkişafı üçün vacib hesab edir.

Ən azı 230 GHz-də işləyən böyük bir millimetrlik radio teleskop

Panel yeni hazırlanmış kəşflərə, texnikalara və ya nəzəri fikirlərə cavab olaraq kiçik yeni alətlər və proqramlar hazırlamaq üçün davamlı bir fürsətə ehtiyac olduğunu qəbul edir. Universitet müəssisələrində və milli laboratoriyalarda aşağıdakı kiçik təşəbbüslərin xüsusilə vacib və vaxtında olduğu müəyyən edilmişdir.

Braziliyada Beynəlxalq Tərəfdaşlar Konsorsiumu ilə İşbirliyində Böyük Cənubi Radio Teleskopu tikiləcək və istismara veriləcək 3

Xüsusi bir kosmik fon görüntüləyicisi

RADIOASTRON və VSOP Space VLBI Missiyaları 4

Universitet əsaslı SETI Tədqiqat Proqramlarının yaradılması

Panel ayrıca 21-ci əsrin əvvəllərində yeni obyektlər üçün lazım olan uzunmüddətli planların və cihazların hazırlanmasının vacibliyini də dərk edir:

Milimetr və alt millimetr dalğa boyları üçün qəbuledici texnologiya, VLBI üçün genişzolaqlı qeyd sistemləri, qabaqcıl hesablama qurğuları və görüntüləmə və pulsar analiz üçün alqoritmlər daxil olmaqla radio astronomiyası üçün yeni cihazların inkişafına aparan texnoloji yeniliklərin müəyyənləşdirilməsi və səylərin gücləndirilməsi radio tezliyi müdaxiləsini idarə edin.

Alt millimetr dalğa boylarında müşahidələr aparmaq üçün kosmosdakı radio teleskoplar

Antarktidada böyük millimetr və alt millimetrlik radio teleskopları olan bir astrofizika rəsədxanası

Ayın uzaq tərəfindəki aşağı tezlikli bir radio teleskop

Layihənin ümumi dəyərinin təxminən yarısını təşkil edən federal pay.

Təklif olunan beynəlxalq missiyanın təqribən ABŞ payı

Təxminən 100 milyon dollarlıq layihənin ABŞ payı

Sovet və Yapon kosmik VLBI missiyalarında ABŞ-ın iştirak dəyəri

Milimetr Array

Böyük radio teleskopların dizaynı və dizaynı on il tələb edə bilər. Növbəti on ildə Amerika radio astronomiyasının davamlı üstünlüyünü təmin etmək üçün, indi yeni nəsil radio teleskoplarına aparan işə başlamaq vacibdir.

Yeni cihaz üçün Radio Panelin ən yüksək prioriteti, millimetr dalğa boylarında ən yaxşı öyrənilən astrofizik hadisələrin geniş spektrini araşdırmaq üçün həssaslıq, qətnamə, görüntü keyfiyyəti və sürətlə bir millimetr dalğa uzunluğu massivinin qurulmasıdır..

ŞƏKİL 6 Antenaları 250 metrlik konfiqurasiyada göstərən Millimetr Arrayının Sənətçilər konsepsiyası. 900 metrlik konfiqurasiya üçün yol və antenaların tək bir 70 metr diametrli antenanın reaksiyasını simulyasiya etmək üçün düzəldildiyi kompakt konfiqurasiya göstərilir. 3 km xarici yol massivin bu daxili hissəsindəki 900 metrlik yola təsadüf edir. (Fotoşəkil Milli Radio Astronomiya Rəsədxanası və mdashAssociated Universities, Inc.)

Texnologiyadakı dramatik inkişaf millimetr və alt millimetr dalğa astronomiyasının partlayıcı bir böyüməsinə səbəb oldu. Molekulyar buludların heterodin spektroskopiyası ilə təmin olunan yüksək spektral qətnamə əsas molekulyar fizika üçün güclü bir vasitədir. Kosmik molekulların spektroskopiyasının günəşin və ulduzların Fraunhoffer spektrinin zənginliyi ilə rəqabət etdiyi milimetr dalğa boylarında asanlıqla öyrənilən ulduzlararası mühitin kimyası xüsusi maraq doğurur. Bu xətlərin müşahidələri, molekulyar buludların necə ulduz meydana gətirdiyini anlamaqda, buludun soyumasından ilk növbədə məsul olan molekulları müəyyənləşdirməkdə və müşahidə olunan sürət sahələrindən prosesin kinematik detallarını təyin etməkdə mühüm rol oynayır. Çox vacib bir nəticə, özümüzdəki və digər qalaktikalardakı ulduz yaradan bölgələr haqqında anlayışımızda böyük bir inkişaf olacaq.

Millimetr astronomiyası 1980-ci illərin əvvəllərinə qədər yalnız bu ölkədə inkişaf etdirilmiş və davam etdirilmişdir. Amerika Birləşmiş Ştatları tərəfindən indiyə qədər heç bir böyük millimetr dalğa boyu cihazı yaradılmasa da, hazırda Avropada və Yaponiyada böyük qurğular fəaliyyət göstərir. Millimeter Array, ABŞ-ın millimetr astronomiyasındakı bir zamanlar hakim mövqeyini ələ keçirəcək və digər dalğa boyu zolaqlarında növbəti onilliyin sonunadək fəaliyyət göstərəcək ABŞ-ın əsas alətlərini tamamlayacaq.

MMA, yüksək spektral çözünürlüklü eyni vaxtda çox dalğalı spektroskopiyaya çox uyğun olacaq və günəş sistemi tədqiqatları, molekulyar spektroskopiya, protoplanetar sistemlər, ulduz meydana gəlməsi, ilkin qalaktikalar və mikrodalğalı soba tədqiqatları da daxil olmaqla geniş bir astrofiziki tətbiqə sahib olacaqdır. fon.

Kainatın ən uzaq hissələrində MMA, qalaktikalardakı termal toz emissiyasını on qırmızı sürüşməyə qədər təsvir edəcək, təxminən yüz parsek çözünürlüklü aktiv qalaktik nüvələrdə və kvazarlarda toz emissiyası görüntüləri çıxaracaq, qalaktikalardan çıxan karbon monoksiti aşkar edəcək. böyük qırmızı sürüşmələr və Hubble sabitinin və Kainatın ölçüsü və yaşının müstəqil bir təyin edilməsini təmin etmək üçün qalaktikalar qruplarından Sunyaev-Zeldoviç təsiri.

Yaxınlıqdakı qalaktikalar üçün MMA optik olaraq örtülmüş qalaktik nüvələrin kütlələrini və kinematiklərini bir neçə parsek çözünürlüklə təyin edəcək və tərkibində karbon, oksigen, azot və kükürd olan molekulların və onların izotoplarının paylanmasını təsvir edəcəkdir.

MMA, Galaxy içərisində hər spektral tip və parlaqlıq sinifindəki ulduzları müşahidə edəcək, fotosfer yayımını və temperatur gradiyentlərini ölçəcək və mövqeləri astrometrik dəqiqliklə təyin edəcəkdir. 0,1 yay saniyəsi ilə aparılan müşahidələr qaranlıq buludlarda ulduz əmələ gəlməsi bölgələrini müəyyənləşdirməyə, bulud parçalarını, prototarları və 10 AU qədər kiçik ulduz toplama disklərini həll etməyə imkan verəcək, protostellar və planet öncəsi disklərin sıxlığını və sürət quruluşunu təsvir edəcək və təmin edəcəkdir. Ulduz nükleosentez və zərf konveksiyasının xronologiyasını əks etdirən protostellar dumanlıqlarda və səma qabıqlarında kimyəvi gradyanların təsvirləri,

Günəş sisteminin içərisində MMA, atmosfer küləklərini əks etdirən hissəciklərin sürətlənmə fizikasını araşdıracaq və Venera və Marsın temperatur profilləri Yupiterdəki Böyük Qırmızı Ləkədəki, Titandakı hidrogen siyanür və vulkanik emissiyanı həll edir. Io və kometa nüvələrinin, asteroidlərin və Pluto-Charon sisteminin görünməmiş görüntülərini əldə edin.

Millimeter Array, bütün ixtisaslı istifadəçilər üçün açıq olan bir milli təsis olacaq və 30 HHz-dən 350 GHz-ə qədər sürətli həssas yüksək sədaqətli sub-arcec görüntüləmə, geniş sahə görüntüləmə, həssas eyni vaxtda genişzolaqlı iş və hərtərəfli '' tək yemək "qabiliyyət. Təklif olunan sıra, hər birinin diametri 8 m olan 40 nəqliyyat antenini ehtiva edəcək və açısal qətnaməni geniş bir astrofizika problemi ilə uyğunlaşdırmaq üçün yenidən qurulacaq, açısal qətnamə 0.07 & lambda olacaqmm arcsecond ən böyük 3 km konfiqurasiyasında. Kompakt konfiqurasiyasında, MMA, 50 metrlik bir antenanın toplama sahəsi ilə bərabər 70 metrlik anten ilə müqayisə edilə bilən bir qətnaməyə sahib olacaqdır. Nöqtə mənbəyi davamlı müşahidələr üçün həssaslıq 1 mJy / (dəq) 1/2, spektral xətt müşahidələrində isə 230 GHz, 1 "şüa və 1 km / saniyə üçün 1,2 K / (dəq) 1/2 sürət qətnaməsi.MMA üçün dizayn və prototip hazırlama işləri 1991-1994, inşaat isə 1994-1998-ci illər üçün planlaşdırılır.

Orta Ölçülü Yeni Alətlər:

Böyük Milimetr Dalğa Teleskopu: Radio Astronomiya Paneli, yaxşı bir ərazidə yerləşən və institusional mənsubiyyətlərindən asılı olmayan elm adamlarının istifadəsinə verilmiş, ən azı 230 GHz-ə qədər işləyə bilən, müasir bir 50 metrlik sinif doldurulmuş diyaframlı radio teleskopun ehtiyacını tanıyır. Panel nisbətən ucuz qiymətə böyük bir millimetrlik radio teleskop qurmaq üçün aktiv optiklərin istifadəsində əldə olunan irəliləyişdən təsirləndi. Fokus müstəvisi heterodin və bolometr massivləri ilə təchiz olunmuş belə bir cihaz hazırda mövcud olan alətlərə nisbətən sürətdə və həssaslıqda böyük bir artım təklif edəcək və ulduzlararası maddə və ulduz meydana gəlməsi üçün son dərəcə güclü bir vasitə təmin edəcəkdir. Böyük Millimetr Teleskopu səmanın böyük bölgələrini sürətli spektroskopik və davamlı araşdırmalara imkan verəcək və planetar radarlara tətbiq oluna bilər. LMT eyni zamanda millimetr VLBI-yə əhəmiyyətli dərəcədə genişləndirmə təmin edəcəkdir. LMT-nin tikintisi üçün təqribən 35 milyon dollara başa gələcəyi gözlənilir, bunun təxminən yarısı özəl və ya dövlət fondları tərəfindən ödəniləcəkdir.

VLA genişləndirilməsi: VLA ilə VLBA arasındakı boşluq iki sıra arasındakı maqnitofon və fiber optik əlaqələrin birləşməsi ilə və yeni anten elementləri əlavə olunmaqla aradan qaldırıla bilər. Bu, VLA-nın bütün frekanslarda qətnaməsini artıracaq, VLBA-nın dinamik diapazonunu, görüş sahəsini və genişləndirilmiş mənbə həssaslığını artıracaq və indiki ilə müqayisədə daha geniş bir frekans aralığında "miqyaslı bir sıra" qabiliyyəti verəcəkdir.Xüsusi əhəmiyyət kəsb edən, radiasiyanın Stokes parametrlərinin sabit bir bucaq qətnaməsində geniş bir tezlik aralığında tezliyə görə necə dəyişdiyini müəyyən etmək imkanı olacaqdır. Radio Paneli aşağıdakıları ehtiva edən bir mərhələli planı tövsiyə edir: (a) VLA-ya dörd VLBA maqnitofonun yerləşdirilməsi ($ 1 M) (b) Nyu Meksiko və Arizonada dördə qədər yeni antenanın inşası ($ 21 M) (c) lif təmin edən VLA-dan dörd yeni antenə və Los Alamosdakı birinə optik əlaqələr və VLA korrelyatorunu 27-dən 33 stansiyaya (11 milyon dollar) genişləndirir. Bu yaxşılaşdırmalar geniş bir frekans aralığında böyük dərəcədə inkişaf etmiş bir qətnamə və görüntüləmə qabiliyyəti təmin edəcək və Günəşin və planetlərin radio müşahidələrinə, ulduzlardan, novae, protoplanetary dumanlıqlardan və ulduz küləklərindən, eləcə də ulduz yaradan bölgələr və aktiv qalaktik nüvələrin və kvazarların öyrənilməsi üçün.

Space VLBI: VLBA, hər hansı bir astronomik alətin ən yüksək qətnamə şəkillərini verəcək və daha da yaxşılaşdırmaq yalnız kosmosa getməklə əldə edilə bilər. TDRSS peykindən istifadə olunan son təcrübələr kosmik VLBI-nin məqsədəuyğunluğunu və gücünü nümayiş etdirdi. Space VLBI 1982 Astronomiya Araşdırması arasında yer alır

Komitə "orta səviyyəli yeni proqramlar" üçün tövsiyələr verir, lakin NASA 1990-cı illər üçün planlaşdırılan kosmik VLBI missiyalarının hər birində iştirak etməkdə ləngdir.

Beynəlxalq VLBI Peyki (IVS) Avropa, Sovet, Yapon və ABŞ radio astronomları tərəfindən on ilin sonlarına yaxın başlanması üçün müzakirə olunur. IVS, 20,000 ilə 150,000 km arasındakı yüksək Yer orbitində yerləşən 3 mm-ə qədər olan dalğa uzunluğuna qədər işləyən 25 metrlik bir antena daxildir. IVS, 1990-cı illərin ortalarında planlaşdırılan Yapon və Sovet missiyaları üzərindəki həssaslıq və görüntü həllində daha böyük bir əmr təmin edəcəkdir. Həm də bu tezlikdə qeyri-şəffaf olan atmosferin yuxarı hissəsindən 60 GHz zolaqdakı molekulyar oksigenin həssas, tək diyaframlı, spektroskopik müşahidələrini apara biləcəkdir. Çox qeyri-müəyyən olan molekulyar oksigen bolluğu haqqında məlumat, molekulyar buludların kimyəvi və dinamik təkamülünü anlamaq üçün vacibdir.

IVS, dünyada yerüstü radio teleskoplarının iştirakını əhatə edəcək beynəlxalq bir müəssisə olaraq planlaşdırılır. Tədqiqat üçün hazırkı bazada bir ESA anteni və Sovet xidmət modulu və Energia fırlatma maşını var. ABŞ-ın xidmət modulu və eksperimental paketin bir hissəsi kimi ABŞ-ın əhəmiyyətli dərəcədə iştirakını əhatə edən digər variantlar mümkündür. Radio Astronomiya Paneli kosmik VLBI-ni 1990-cı illər ərzində kosmosdan radio astronomiya üçün ən yüksək prioritet layihə hesab edir və ABŞ-ın beynəlxalq VLBI peyki üçün erkən planlaşdırma və missiya təyini işlərində fəal rol oynaması vacibdir.

Kiçik miqyaslı layihələr

Panel, radio astronomiyasındakı sürətlə dəyişən inkişaflara reaksiya verə biləcək kiçik miqyaslı proqramlar üçün davamlı dəstək səviyyəsinə ehtiyac olduğunu qəbul edir. Aşağıda hazırda müəyyənləşdirə bildiyimiz bir neçə vacib sahəni təsvir edirik. Bu kiçik miqyaslı təşəbbüslərə üstünlük vermirik, çünki növbəti onillik icmaldan daha az vaxt miqyasında yeni layiqli fikirlərin yaranacağını və xüsusi proqramların seçilməsinin normal agentlik baxışından və maliyyələşdirmənin xüsusiyyətindən asılı olduğunu tamamilə gözləyirik. yarandıqca fürsətlər.

Böyük Cənubi Radio Teleskopu: Bir çox vacib tədqiqat proqramı, əldə edilə bilən ən yüksək anlıq həssaslığı və beləliklə mümkün olan ən böyük toplama sahəsini tələb edir. Dünyanın ən böyük radio teleskoplarının hamısı şimal yarımkürəsindədir. Cənub yarımkürəsində böyük bir diyaframlı radio teleskopun qurulması, atmosfer tədqiqatları, şimaldan, qalaktik mərkəz bölgəsindən, Magellan Buludlarından və cənubdan görünməyən günəş sistemi obyektlərinə giriş daxil olmaqla cənub səmalarında araşdırmalar üçün güclü yeni bir imkan verəcəkdir. qeyri-adi səma. Arecibo teleskopunun yenilənməsi layihəsi çərçivəsində aparılan Qriqorian subreflektor sistemlərinin son dizaynı və inşası, çox geniş bir toplama sahəsinə nail olmaq üçün sferik anten texnologiyasının müasir tətbiqlərinin böyük potensialını göstərir.

Təklif olunan LSRT qısa santimetr dalğa boylarında işləyəcək və təkmilləşdirilmiş Arecibo teleskopu ilə müqayisə edilə bilən bir toplama sahəsinə sahib olacaqdır. Yeni bir yem düzümü, cənub səmasının çox hissəsini əhatə edən geniş bir əyilmə diapazonu verəcəkdir. LSRT'nin Braziliyada beynəlxalq bir konsorsium tərəfindən qurulacağı və istismar ediləcəyi, ümumi dəyəri 100 milyon dollar, ABŞ-a isə təxminən 10 milyon dollar olduğu gözlənilir.

Kosmik Fon Görüntüləyicisi: Kosmik fon radiasiyası bəlkə də müşahidə kosmologiyasının ən vacib vasitədir. Bir neçə dərəcədən yuxarı açısal tərəzilərdə, fon radiasiyası birbaşa Kainatdakı şərtləri yalnız yüz min il yaşında əks etdirir. Kiçik açısal tərəzilərdə, həm kosmik, həm də spektral olaraq, cazibə qüvvəsinin dağılması və qalaktikaların və digər irimiqyaslı strukturların əmələ gəlməsi ilə əlaqəli müxtəlif proseslər tərəfindən təhrif edilə bilər. Anizotropiyanın yuxarı hədləri indi yüz mində bir neçə hissə səviyyəsindədir. Milyonda bir neçə hissə səviyyəsində anizotroplara rast gəlinmirsə, ilk Kainat haqqında əsas anlayışımızın kökündən yenidən nəzərdən keçirilməsinə ehtiyac ola bilər.

Etibarlı aşağı səsli bolometrlər və heterodin qəbuledicilərinin dizaynındakı son texnoloji inkişaflar, bu problem üçün xüsusi hazırlanmış radio teleskop sistemləri ilə lazımi həssaslıq səviyyəsinə çatmağın mümkün olduğunu göstərir. Mümkün bir yanaşma yer və atmosfer radiasiyasının qarışıq təsirlərini aradan qaldırmaq üçün təxminən 50 buynuz antenasından ibarət bir sıra istifadə etməkdir. Başqa bir seçim, bir millimetrlik radio teleskopun fokus müstəvisində yerləşən bir sıra bolometrlərdən istifadə etməkdir. Bu cür alətlər Sunyaev-Zeldoviç təsiri səbəbindən mikrodalğalı azalmanı dəqiq ölçmək üçün güclü alətlər olacaqdır. Bu ölçmələr dəqiq rentgen məlumatları ilə birləşdirildikdə Hubble sabitinin və Kainatın ölçüsünün və yaşının tamamilə müstəqil bir təyini veriləcəkdir.

RADIOASTRON və VSOP: SSRİ və Yaponiya hər biri 1990-cı illərin ortalarında VLBI peyklərini buraxmağı planlaşdırır. ABŞ alimləri bu missiyaların müəyyənləşdirilməsində əvvəldən iştirak etmişlər və bir çox Şərqi və Qərbi Avropa ölkələri, Avstraliya və Kanada onların həyata keçirilməsində müxtəlif yollarla iştirak edirlər.

Bu xarici kosmik VLBI missiyaları ilə mümkün olan unikal imkanlardan istifadə etmək və gələcəkdə ABŞ kosmik VLBI missiyasını planlaşdırmaq üçün lazımi bacarıq və təcrübəni inkişaf etdirmək üçün, Radio Astronomiya Paneli, ABŞ-ın yerüstü böyük radiosunu tövsiyə edir. teleskoplar Yer-Kosmik interferometrinin elementləri kimi təqdim edilir, kosmik elementdən məlumat almaq üçün istifadə olunan Sovet və ABŞ yer stansiyalarında VLBA uyğun qeyd cihazları təmin edilir, ABŞ radio teleskopları yerli osilator və xarici əlaqələrə məlumat əlaqələri təmin edəcəkdir. kosmik gəmi və ABŞ alimlərinin VSOP və RADIOASTRON elmi proqramlarının hazırlanmasında və həyata keçirilməsində tam iştirak etdiklərini.

Önümüzdəki on ildə kosmik VLBI-yə ümumi dəstək səviyyəsinin, ilk növbədə Yaponiya və SSRİ-də təxminən yarım milyard dollar olacağı gözlənilir. Bu ölkədə VLBI texnikaları inkişaf etdirilsə də, indiyə qədər yeganə uğurlu kosmik VLBI təcrübələri ABŞ peyki ilə aparılsa da, planlaşdırılmış ABŞ kosmik VLBI missiyası yoxdur. Xoşbəxtlikdən, ABŞ astronomları nisbətən az maliyyə yatırımı ilə Yapon və Sovet missiyalarının elmi gəlirlərində tam olaraq iştirak edə bilərlər. ABŞ-ın hər hansı bir kosmik aparatın dizaynında, tikintisində və ya işə salınmasında və ya missiyanın idarə edilməsində heç bir əlaqəsi olmayacağından, Panel ABŞ-ın iştirakının NASA layihəsi kimi idarə olunmaq əvəzinə iştirakçı alimlərə şərti qrantlar hesabına həyata keçirilməsini təklif edir.

Yerdənkənar Zəkanı axtarınYerdənkənar Zəka Axtarışı (SETI) önümüzdəki on il üçün həyəcan verici bir intellektual və texniki problem olacaqdır. Uğurlu bir "əlaqə" bəşəriyyət tarixinin ən böyük hadisələrindən biri olardı. Biz real olaraq uğur qazana bilən ilk nəsilik və SETİ-yə böyük ictimai maraq var. Əsas məsələ SETI-yə ayırmaq üçün uyğun mənbələr səviyyəsidir və bu mənbələrin mərkəzləşdirilmiş şəkildə idarə olunan bir proqramla daha ənənəvi universitet əsaslı tədqiqat səyləri arasında necə bölünməsidir. SETI radio astronomiyasının bir hissəsi deyil, lakin radio astronomiya vasitələri SETI üçün istifadə olunur və radio astronomları müşahidə SETI proqramlarının inkişafına öncülük etmişlər.

NASA başlatdı Mikrodalğalı Müşahidə Layihəsi axtarışa 1992-ci ildə başlayacaq və on ilin sonuna qədər davam edəcək. MOP tədqiq olunan parametr sahəsinin həcmini (istiqamət, tezlik, qütbləşmə, həssaslıq) keçmişdə görülənlərə görə bir çox böyüklük sırası ilə genişləndirəcəkdir. Axtarış iki tamamlayıcı strategiyadan ibarətdir: 1 ilə 10 GHz arasında bütün səmanı taramaq üçün 34 metrlik DSN antenindən istifadə edəcək Sky Survey və dünyanın ən böyük radio teleskoplarından istifadə edərək Hədəfli Axtarış 1 ilə 800 yaxınlıqdakı günəş tipli ulduzları araşdırmaq üçün. və 3 GHz. The Mikrodalğalı Müşahidə Layihəsi spektrin mikrodalğalı bölgəsinin ilk həqiqətən sistematik SETI kəşfiyyatı olacaq və on il boyunca 100 milyon dollara başa gələcək.

Radio Astronomiya Paneli, siqnal işləmə alqoritmləri və prosessorları üçün yeni fikir və arxitekturaları inkişaf etdirmək, axtarış strategiyalarını inkişaf etdirmək, yenilikçi yeni aparatları tətbiq etmək və NASA-nı tamamlayan axtarış proqramları yaratmaq üçün bir universitet mərkəzli SETI tədqiqat proqramının yaradılmasını tövsiyə edir. Mikrodalğalı Müşahidə Layihəsi. Təklif olunan yeni proqram, yeni texnika və aparat mübadiləsi və şagirdlərin qabaqcıl siqnal işləmə texnikaları öyrətməsi üçün bir vasitə təmin edər və canlı bir müşahidə proqramı izləmək üçün bir vasitə təmin edərdi. Elmi ictimaiyyətə indiki dəstək səviyyələri ildə 100 K dollar səviyyəsindədir, bu da məhsuldar bir səy göstərmək üçün yetərli deyil. Panel, universitet mərkəzli SETI tədqiqatlarının illik 500 ABŞ dollar səviyyəsində dəstəklənməsini tövsiyə edir ki, bu da hər biri dörd və ya beş lisenziya, magistr və doktorant sonrası tədqiqatçılardan ibarət olan bir və ya iki müstəqil tədqiqat qrupuna dəstək olacaqdır.

Günəş Radio Astronomiyası: VLA, Arecibo və təklif olunan Millimeter Array günəş tədqiqatı üçün güclü alətlərdir, lakin mövcud alətlərdə tezlik çevikliyi yoxdur. Panel, VLA və Arecibo Teleskoplarının tezlikli çevik qəbuledicilər və qidalarla təchiz olunmasına diqqət yetirilməsini tövsiyə edir. Tam radio spektrinin açılması yalnız günəş üçün deyil, həm də müxtəlif ulduz, qalaktik və qeyri-qalaktik obyektlər üçün güclü diaqnostik məlumat verəcəkdir. Panel həmçinin Owens Valley Radio Rəsədxanasında günəşə həsr olunmuş, tezliklə hərəkətə gətirilən massivin planlaşdırılmış genişləndirilməsini təsdiqləyir.

Tez Bütün Sky Radio Teleskopu: FAST, bir və ya iki gündə 10 mJy rms həssaslığı ilə göyün böyük hissəsini santimetr dalğa uzunluğunda izləyəcək iyirmi 3 metrlik antenalardan ibarət bir təklifdir. Kompakt aktiv qalaktik və qeyri-qalaktik radio mənbələrində zaman dəyişkənliyini öyrənmək üçün istifadə ediləcəkdir. FAST, hər hansı bir spektral zolaqda mövcud olan yeganə yüksək qətnamə, səma izləmə vasitəsi olacaqdır.

Artıq davam edən fəaliyyətlər və layihələr

Müəssisənin istismarı və istismarı, teleskopların və alətlərin təkmilləşdirilməsi

Radio astronomiya üçün NSF dəstəyi, milli və universitet tərəfindən idarə olunan radio rəsədxanalarının istismarı, istismarı və təkmilləşdirilməsi və bu qurğulardakı cihaz və hesablama mənbələrinin modernləşdirilməsi üçün qeyri-kafi olmuşdur. Xüsusi narahatlıq VLA-nın vəziyyətinin pisləşməsi, millimetr və alt millimetr astronomiya üçün qeyri-kafi dəstək və müasir hesablama qurğularına ehtiyacdır.

İndiyə qədər dünyanın ən güclü və ən məhsuldar radio teleskopu, fövqəladə sürəti, həssaslığı, həlli və görüntü keyfiyyəti ilə VLA-dır. Ən təməl baxım üçün belə kifayət qədər vəsait olmadığından, dəmir yolu yolu, enerji paylama sistemi, anten quruluşları və fiziki zavodun digər cəhətləri pisləşir. VLA cihazlarının böyük bir hissəsi 15-20 illik texnologiyanı istifadə edir, çünki bu ölçülü, incəliyi və məhsuldarlığı olan bir elmi alətə uyğun səviyyədə yenilənmə və yeniləmə olmayıb.

VLA-nın istismarı və istismarı geniş elmi təsirinə və böyük kapital qoyuluşuna uyğun bir səviyyəyə çatdırılmalı və ciddi şəkildə köhnəlmiş cihazların modem az səs-küylü radiometrlər, fiber optik ötürmə xətləri və modem geniş zolaqlı korrelyator. Bu yenilənmələr həssaslığı böyüklüyə qədər artıracaq, tezlik əhatə dairəsini və spektral çözünürlüğü yaxşılaşdıracaq və icazə verilən maksimum şəkil ölçüsünü artıracaq.

Yetərli olmayan illərin nəticəsi olaraq, bu çox ehtiyac duyulan modernləşmələri özündə cəmləşdirmək üçün təxminən 40 milyon dollara başa gələcək. Bu, dəyər baxımından Tədqiqat Komitəsi tərəfindən nəzərdən keçirilən orta ölçülü yerüstü layihələrlə müqayisə edilə bilər. Bununla birlikdə, səkkiz il ərzində yayılan bu, VLA / VLBA-nın dəyişdirmə dəyərinin ildə yüzdə iki-üç nisbətinə bərabər bir investisiya səviyyəsini təmsil edir. Bu tip və bu səviyyədəki müntəzəm təmir və modernləşdirmə proqramları ümumiyyətlə böyük yeni obyektlərin müzakirəsinə daxil edilməyəcəkdi, lakin vəziyyət kritik hala gəldi və bunun üçün vəsaitin az qala tamamilə olmaması səbəbindən yüksək görünürlük səviyyəsinə yüksəldi. Təxminən on il əvvəl VLA-nın tamamlanmasından bəri məqsəd.

VLA bir çox cəhətdən əvvəlki onilliyin əvvəlindəki göstəricilərini kəskin dərəcədə üstələyir. Sürət iki dəfə daha sürətli, görüntü ölçüsü dörd dəfə daha böyükdür, maksimum dinamik diapazon 50 dəfə yaxşılaşdırılmış, spektral xətt kanallarının sayı 8-dən 512-ə qaldırılmış və mozaika şəkilləri Antenin əsas şüasından daha böyükdür. Performansdakı bu elmi cəhətdən əhəmiyyətli qazanclar güclü yeni alqoritmlər nəticəsində meydana gəldi, lakin hesablama tələblərinin çox artması bahasına. Nəticə etibarilə, VLA üçün hesablama vəziyyəti bir neçə ildir kritikdir və bir çox əla elmi proqramlar, hesablama imkanlarının çatışmazlığı səbəbindən edilmir. VLA sisteminin gücü, müasir məlumatların azaldılması alqoritmlərinin mürəkkəbliyi və altı yüzdən çox istifadəçini hər il dəstəkləməyə ehtiyac indi NRAO və digər yerlərdə mövcud hesablama qabiliyyətini üstələyir. VLA və VLBA gücünün tam istismarı üçün massivlər və istifadəçilərin saytları arasında asanlıqla paylaşıla bilən yeni avadanlıq və proqram təminatı, VLA / VLBA əməliyyat mərkəzində və universitet laboratoriyalarında kiçik superkompüterlər və görüntü iş yerlərinin quraşdırılması və ən çox CPU tələb edən məlumatlar üçün böyük super kompüter mərkəzlərinə təsirli interfeyslərin yaradılması.

Panel, 1990-cı illərdə radio spektrinin bu yeni açılan bölgəsindəki texnologiyada son inkişaflar nəticəsində mümkün olan millimetr və alt millimetr dalğa uzunluqlarında tədqiqat üçün əlverişli imkanları da tanıyır, millimetrdə gələcək cihazlar üçün lazımlı texnologiyanı aqressiv şəkildə inkişaf etdirmək lazımdır. və alt millimetr dalğa boyları və bacarıqlı millimetr dalğa boyu alimlərinin hovuzunu qorumaq və genişləndirmək ehtiyacı. Təkmilləşdirilmiş Haystack radio teleskopu və yeni Yaşıl Bank Teleskopu daha uzun millimetr dalğa boylarında güclü yeni imkanlar təmin edəcək, Caltech və MPI-Arizona alt millimetr teleskopları isə MMA bitdikdən sonra da unikal imkanlara sahib olacaqdır.

Mövcud millimetr və alt millimetrlik radio teleskopların və xüsusən də millimetr dalğa uzunluğu interferometrlərinin genişləndirilməsi və artırılması, bu qurğular üçün ən qabaqcıl texnologiyaya əsaslanan cihazların inkişaf etdirilməsi, istismarı üçün lazımi dəstəyin verilməsi və əlavə mənbələrin istifadəyə verilməsi lazımdır. bu alətləri institusional mənsubiyyətlərindən asılı olmayaraq geniş bir alim qrupu üçün əlçatan edir.

Artıq həyata keçirilmiş layihələr:

1990-cı illərin əvvəllərində artıq beş böyük radio astronomiya layihəsi həyata keçirilir. Bu alətlərin vaxtında tamamlanması və istismarı üçün lazımi vəsaitin ayrılması, mövcud radio teleskopları ilə müqayisədə açısal çözünürlük, həssaslıq və tezlik əhatə dairəsində böyük inkişaflar təmin edəcək və 1990-cı illərin on ili ərzində ABŞ radio astronomiyasının canlılığını təmin edəcəkdir.

Çox Uzun Əsas Array: VLBA, sub-milliarcsecond səviyyəsində görüntüləmə qabiliyyətinə sahib 10 elementli transkontinental bir sıra şəklində yeni bir diyafram sintezi istifadəçisidir. VLBA-nın inşası 1982-ci il Astronomiya Tədqiqat Komitəsində əsas yeni yerüstü alətlər üçün ən yüksək prioriteti almış və layihə 1984-cü ildə ilkin maliyyələşmə əldə etmişdir. İllik maliyyələşdirmə əvvəlcədən planlaşdırıldığından xeyli aşağı səviyyədə tikinti müddətini dörd ildən uzadıb təxminən on il. Dizidəki ilk bir neçə anten tamamlandı. Əlavə elementlər ildə iki ilə üç arasında tamamlanacaq, lakin məhdud əməliyyat fondları səbəbindən tam istifadə edilə bilməz. Tam bir sıra üçün gözlənilən bitmə tarixi, əvvəllər planlaşdırıldığından beş il sonra, indi 1992-dir.

Arecibo yükseltin: Arecibo 1000 metrlik radio teleskopu bu günə qədər dünyanın istənilən santimetr dalğa boyu qurğusunun ən böyük toplama sahəsinə sahibdir. Hal-hazırda davam edən böyük irəliləyişlər teleskopun radio və radar astronomiyası və atmosfer tədqiqatları üçün demək olar ki, bütün imkanlarını əhəmiyyətli dərəcədə artıracaqdır. Hal-hazırda teleskopun əsas güzgüsünün sferik sapması, təbii olaraq dar bant genişliyi olan xətt lentləri istifadə edərək düzəldilir. Arecibo üçün geniş zolaqlı bir Qriqorian yem sisteminin arxasındakı usta fikirlər ilk dəfə on il əvvəl müzakirə edilmişdi. Növbəti bir neçə il ərzində praktik dizaynın bir çox detalı işlənib hazırlanmış və konsepsiya fiziki-optik kompüter modelləşdirmə ilə sübut edilmişdir. Kiçik bir '' mini-Qriqorian "yem sistemi 1989-cu ildə istifadəyə verildi. Testlər bu sistemin Arecibo reflektorunun 350 metrlik bir hissəsini səmərəli şəkildə işıqlandırdığını və hər şəkildə gözlənildiyi kimi davrandığını göstərdi. Tamamilə inkişaf etdirilən layihənin maliyyələşdirilməsi ki, bu da həssaslığı 3 ilə 40 arasında artıracaq və NSF ilə NASA arasında maliyyəyə bölünəcəkdir. Tamamlanması 1993-cü ildə gözlənilir. İnkişaf etmiş teleskopun görünməmiş ani həssaslıqla 0,3 ilə 8 GHz arasında fasiləsiz tezlik əhatə dairəsi olacaqdır.

Yaşıl Bank Teleskopu: Böyük, tamamilə idarəolunan, dolu bir diyaframlı radio teleskopun inşası, ABŞ radio astronomiyasının ehtiyaclarına dair hər bir araşdırma ilə təsdiq edilmişdir. 1982 Astronomiya Araşdırması Komitəsi Radio Paneli, 100 metrlik sinifdə ən azı bir santimetr qısa dalğalara qədər işləyən bir aləti 1980-ci illər üçün vacib bir prioritet olaraq tövsiyə etdi.1988-ci ilin sonlarında Green Bank 300 futluq antenanın çökməsindən sonra NRAO, tamamilə idarəolunan, doldurulmuş bir diyafram aləti üçün dizayn işini sürətləndirdi. GBT, istənməyən siqnalların və ən azı 7 mm-lik dalğa uzunluğunda istifadəyə icazə vermək üçün aktiv optiklərin təsirini azaltmaq üçün yeni bir "açıq diafraqma" yem dəstəyi sistemi ilə dizayn edilmişdir. Xüsusi bir konqres ayırması, 1995-ci ilə qədər istifadəyə verilməsi gözlənilən GBT-nin inşası üçün NSF-yə vəsait təmin etdi.

Submillimetr Teleskopu (SMT.)): Arizona Universiteti Steward Rəsədxanası və FRG Max Planck Institut fur Radioastronomie, Mt.-da 3180 metr (10,425 ft) yüksəklikdə yerləşməsi üçün 10 metr diametrli bir dəqiqlikli radio teleskopu inşa edirlər. Graham, Tucson'dan 75 mil şimal-şərqdə. SMT ümumi səth dəqiqliyi 15 mikron olmaq üçün karbon lifli dəmir-plastikdən istifadə edəcəkdir. 1992-ci ildə tamamlandıqda, 350 mikron qədər qısa dalğa boylarında yaxşı performansa sahib ən böyük teleskop olacaqdır. SMT-nin tikintisi və istismarı üçün vəsait əsasən MPIfR və Arizona Universitetindən təmin edilir.

Alt Milimetr Dalğa Boyu Array: Smithsonian Astrofizika Rəsədxanası, hər biri altı metr diametrli, əsasən 0,3 ilə 1,4 mm arasındakı dalğa boylarında işləyən ən azı altı antenadan ibarət olan dünyanın ilk alt millimetrlik massivini inşa edir. Massiv protostarlardan, qalaktik nüvələrdən və günəş sistemi obyektlərindən davamlı və spektral xəttli emissiyanı 0,1 ilə 10 arsiyə aralığında açısal bir qətnamə ilə təsvir edəcəkdir. 8 saatlıq inteqrasiya müddəti üçün 0,3 mm dalğa uzunluğundakı (ən qısa və ən çətin iş zolağı) rms həssaslığının, 1 km / san sürət qətnaməsi və 1 yay saniyəsinin açısal çözünürlüğünün təxminən 4 K olması gözlənilir. eyni inteqrasiya müddəti üçün emissiya təxminən 80 mJy olacaqdır.

Alt millimetrlik müşahidələr qaz və tozdan istilik emissiyasına xüsusilə həssasdır, temperatur 10 K - 100 K arasındadır. Yüksək bucaqlı və spektral çözünürlüklü spektroskopiyanın güclü birləşməsi ətrafdakı qazdakı cazibə hərəkətlərinin aşkarlanması və öyrənilməsi perspektivini təklif edir. ulduzlar, protostellar disklərin quruluşu və hərəkətləri və molekulyar axınlar. Bu sıra, 0.37 və 0.61 mm dalğa uzunluğunda neytral karbon xətlərinin yüksək qətnamə şəkillərində də unikal olacaqdır. Xeyr olmayan bu sətirlər

millimetr dalğa boyu komponentləri, fotodissosiyasiyaya görə molekulyar xətlərin olmadığı isti bir ulduza son dərəcə yaxın fiziki şərtləri aşkar edə bilər. Karbondan və həyəcanlı karbonmonoksit xətlərindən gələn emissiya, qalaktikaların spiral quruluşunu araşdırmaq üçün yeni vasitələr təmin edəcəkdir. Kvazarlar və AGN-lərin alt millimetr ölçmələri radio səssiz və radio səsli cisimlərin şüalanma mexanizmlərini fərqləndirməyə kömək edəcəkdir. Planetlərin və peyklərin molekulyar xətt müşahidələri planetlərin kimyası və hava haqqında yeni bir anlayış əldə edəcəkdir.

Alt Millimetr Arrayının dizaynı və inkişafı 1987-ci ildən bəri davam edir. Mauna Kea və Graham Dağıdakı saytlar qiymətləndirilir. Mövcud qrafik cədvəlin 1996-cı ilədək tamamlanmasını tələb edir. Tikinti və istismar üçün vəsait Smithsonian İnstitutundan gəlir. Dəyişdirilmiş təkliflər əsasında serial bütün ixtisaslı alimlər tərəfindən istifadəyə veriləcəkdir.

Uzun mənzilli proqramlar və texnoloji inkişaflar

Radio astronomiyası tarixən daha az dalğa uzunluğunda, daha çox çözünürlüklü və ya daha yüksək həssaslıqla ölçmələr üçün texnologiya inkişaf etdirildiyi üçün inkişaf etmişdir. Yeni dalğa uzunluqları üçün indiki sərhədimiz alt-millimetrdə, uzaq infraqırmızı tərəfə doğru hərəkət edir. Kvant səsləri bu irəliləməni təxminən on mikronda dayandıracaq. Radio astronomiyası bir millimetrdən uzun dalğa boylarında yaxşı inkişaf etsə də, yaxın on ildə bütün dalğa boylarında əhəmiyyətli irəliləyişlər gözləyirik.

Santimetr və daha uzun dalğa uzunluqlarında ən yaxşı qəbuledicilər ya kvant səs-küy həddinə yaxınlaşırlar ya da o qədər yaxşıdırlar ki, sistemdəki digər səs-küy mənbələri gələcək qazanclardan həssaslıq artımını kiçik edəcəkdir. Soyudulmuş HEMT gücləndiriciləri, ehtimal ki, dominant alıcı növü olacaq və indiki vaxtda istifadə olunandan daha böyük bant genişliyinə imkan verirlər. Arxa uçlar üçün daha yüksək performanslı elektronika, davamlı müşahidələrə həssaslığı artırmaq üçün bu artan bant genişliyindən istifadə etməyi mümkün edəcəkdir.

Fərdi qəbuledicilərdəki irəliləyişlər böyük olmasa da, fokus müstəvi massivlərindəki çoxsaylı alıcılardan sürətdə potensial inkişaf birbaşa alıcıların sayına görə artır. Ucuz, kiçik HEMT gücləndiriciləri, ehtimal ki, massivlərə inteqrasiya edilmiş və daha ucuz bahalı arxalarla birləşdirilərək çoxlu sistemlər praktik vəziyyətə gətiriləcəkdir. İlk fokus təyyarə massivlərində bir çox şərti yem buynuzu istifadə edilmişdir və buna görə də şüalar arasında bir neçə genişlik aralığı var. Bu yanaşma geniş ərazi şəkillərinə tətbiq olunur, ancaq fokus müstəvisini tam olaraq nümunə edən üst-üstə düşən şüalar da mümkündür.

Milimetr dalğa boylarında qəbuledici texnologiya kvant səs-küy həddinə yaxınlaşsa da, inkişaf üçün çox yer var. SIS alıcıları kvant limitinin beşinə bərabərdir, lakin bütün millimetr və alt millimetr zolaqda bu səviyyəyə çatmaq üçün daha da inkişafa ehtiyac olacaqdır. Niobiyum qovşaqları ən azı 1 mm-ə qədər dalğa uzunluğunda yaxşı işləyir, lakin niobiyum nitrit kimi daha yüksək temperaturlu superkeçirici material daha qısa dalğa boylarında daha yaxşı olacaqdır. Bu alıcıların etibarlı və ucuz işləməsi üçün daha yaxşı soyuduculara ehtiyac var. Bolometrlər tək diyafram fasiləsiz müşahidələri üçün seçilən radiometrlər olacaqdır.

Antenalardakı ən əhəmiyyətli son inkişaflar GBT-nin dizaynında görülür ki, bu da müasir struktur analizinin istifadəsi ilə əngəllənməmiş bir açıqlığa sahib olacaqdır. Bloklanmamış diyafram, aşağı tezlikli toplama ilə nəticələnəcək ki, bu da sistemdə aşağı tezliklərdə və aşağı yan hissələrdə istilik dərəcəsini əhəmiyyətli dərəcədə azaldır və bu da qalaktik neytral hidrogen paylanmasının daha dəqiq ölçülməsinə imkan verəcəkdir. GBT ayrıca, millimetr dalğa boyları üçün kifayət qədər dəqiq səth panellərinə və panellər üçün uzaqdan idarə olunan tənzimləmələrə sahib olacaqdır. Aktiv səth nəzarəti üçün uyğun metrologiya inkişaf etdirilə bilsə, əlverişli havalarda 2,6 mm dalğa uzunluğunda əməliyyat mümkün olacaqdır.

Karbon lifli dəmir plastikdən hazırlanmış kompozit materiallar alt millimetrlik antenaların dizaynında inqilab yaratdı. Dəqiq alüminium panellərin hazırlanmasının ucuz üsulları da hazırlanmışdır, beləliklə millimetr dalğa uzunluğunda bir maliyyət performansı alverinə keçilməlidir. Aktiv səth nəzarətinin istifadəsi millimetr dalğa əməliyyatı üçün çox böyük bir anten qurmağa imkan verə bilər. Sub-millimetr zolağının çox hissəsi üçün bir təyyarədə, bir şarda və ya kosmosda yer atmosferi üzərində əməliyyat lazımdır.

Qabaqcıl Hesablama Təsisləri: Kompüterlərin qabiliyyəti sürətlə böyüməyə davam edir və qiymətləri azalmağa davam edir. İnkişaf etməkdə olan standartlar proqramın paylaşılmasının çətinliyini azaldır və şəbəkələrin böyüməsi şəkillərə sürətli giriş, əməkdaşlarla daha asan mübadilə və daha effektiv məsafədən müşahidə etməyə imkan verəcəkdir. Yeni proqram növləri şəkillər axtarmağı və uzaq saytlardan məlumat əldə etməyi, daha asan və rəsədxananın işini daha avtomatik hala gətirəcəkdir. 1990-cı illərdə radio astronomları teleskoplarının bütün imkanlarını həyata keçirmək üçün hər zamankindən daha çox yüksək performanslı kompüterlərdən asılı olacaqlar. Bu, xüsusilə planetlərin radar tədqiqatlarında, pulsar tədqiqatlarında və sintez görüntüləmə sistemlərində yer üzünün atmosferinin pozucu təsirləri qarşısında düzgün görüntülər meydana gətirmək üçün lazım olan "uyğunlaşma optiklərini" təmin etdiyi yerlərdədir. Son on il ərzində, spektroskopiya üçün istifadə edildikdə, serial teleskoplarından və tək yeməli sıra yemlərindən alınan məlumatların həcminin böyük olması səbəbindən radio astronomik görüntüləmə ehtiyacları artmışdır. Üstəlik, bütün bunların çıxarılması üçün lazım olan məlumatların işlənməsi

atmosfer və instrumental dalğalanmaların mövcudluğunda gələn siqnallardan gələn məlumatlar yüksək CPU-ya ehtiyac duyur və bir çox tətbiq üçün sürətli reaksiya vacibdir.

Radio astronomiyasındakı irəliləyiş, az səs-küylü elektronikadan və ya inkişaf etmiş anten dizaynından asılı olduğu qədər sürətli, yüksək məlumat həcmli interaktiv hesablamadan da asılı olacaq. Ölkənin radio teleskoplarına ayırdığı böyük investisiya potensialından tam istifadə etmək və digər ölkələrdə getdikcə daha çox tapılan müasir hesablama sistemləri ilə rəqabətdə qalmaq üçün geniş miqyaslı inkişaf etmiş hesablama sistemlərini milli rəsədxanalarımızda təqdim etmək vacibdir. və universitet laboratoriyalarımızda.

Fərqli interferometr müşahidələrinin analizinə ən uyğun olan hesablama gücü olduqca böyük bir məsafəni əhatə edir. Ən sadə VLA və VLBA davamlı layihələri ucuz iş stansiyaları istifadə edilərək işlənə bilər, lakin əksər VLA layihələri "kiçik superkompüterlər" və ya yüksək performanslı iş yerləri tərəfindən təmin olunan interaktivliyi və performansı olan maşınlar tərəfindən daha yaxşı idarə olunur. Bəzi spektroskopiya və geniş sahə görüntüləmə layihələri hələ də mövcud olan ən böyük superkompüterlərə ehtiyac duyur. Heç bir yer, hətta yer tipi (rəsədxana, universitet şöbəsi və ya kompüter mərkəzi) bütün VLA, VLBA və millimetr interferometr məlumatlarının azaldılması üçün uyğun deyil. 1990-cı illərdə milli kompüter şəbəkəsində gözlənilən geniş bant genişliyi, proqram təminatı, məlumat bazaları və hesablama dövrləri kimi mənbələrin massivlər və onların istifadəçiləri arasında bölüşdürülməsini asanlaşdıracaqdır. Bu, fərqli VLA, VLBA və millimetrlik interferometr məlumatlarının işlənməsi üçün hər birindən səmərəli istifadə etmək üçün iş stansiyalarının, kiçik super kompüterlərin və böyük super kompüterlərin misilsiz xidmətlərindən istifadə edəcəkdir.

Metr Dalğa Boyu Astronomiyası: Radio astronomiyası metr dalğa boylarında başlamasına baxmayaraq, uzun dalğa boyu zolaqlarının elmi potensialı, əsasən kifayət qədər qətnamə almağın çətinliyi və yerin ionosferinin gətirdiyi təhriflər üzündən çətinliklə işlənmişdir. Qalaktik termal olmayan radio emissiyasını, Qalaktikada diffuz ionlaşmış qazın paylanmasını, qalaktik halo, ulduzlararası plazmanı, qeyri-termal mənbələrin səpələnməsi və qırılması yolu ilə, pulsar emissiyası, "fosili öyrənmək üçün metr və dekametr dalğaları uzunluğunda təkmilləşdirilmiş qətnaməyə ehtiyac var. "qalaktik fövqəlnovudalardakı uzunömürlü sinxrotron proseslər, radio qalaktikaları və kvazarlar və Günəşdən və planetlərdən qeyri-istilik emissiyası səbəbiylə radio mənbələri.

Bu maraqlı elmi fürsətlərə baxmayaraq, son iki-üç onillikdə dalğa uzunluğundakı radio astronomiya astronomik tədqiqatların əsas mənbəyindən kənarda qalmışdır. Daha çox səy santimetr və millimetr dalğa boyu tədqiqatlarına yönəldilmişdir, burada yaxşı həssaslıq və qətilik əldə etmək üçün texnoloji inkişafdan istifadə etmək daha asandır. Bir sıra səbəblərə görə vəziyyət indi dəyişir. İonosferdəki yayılma pozuntularının necə düzəldiləcəyi barədə ağlabatan bir anlayışımız var, rəqəmsal VLSI və müasir kompüterlər böyük bir sıra xəritələşdirmə texnikasını mümkün edir, müdaxiləni rədd etmə texnikaları təsirli olmağa başlayır və məlumatların bir çox kilometrə ötürülməsi indi daha ucuzdur və daha çoxdur keçmişdən daha etibarlı.

VLA üçün 4 metrlik bir dalğa boyu qəbuledici sistem hazırlanır və 1990-cı illərin ortalarında növbəti günəş nöqtəsi minimumu üçün istismara verilməsi gözlənilir. Həm də daha uzun dalğa uzunluqlarında işləyən bir sıra üçün texnika və prototiplər hazırlamağa başlamaq vacibdir, toplama sahəsi 10 5 kvadratmetrdən çox, həm davamlı, həm də spektral xətt işləri üçün 10 arsekundadan daha yaxşı bir qətnamə. Bu, universitet texnika inkişafına və yeni nəsil teleskop qurucularının məzun və doktorantura səviyyəsində yetişməsinə kömək edəcək bir universitet və milli rəsədxana əməkdaşlığının birləşməsi ilə edilə bilər.

Uzun radio dalğa boylarında müşahidə olunan geniş fenomenləri daha yaxşı təsvir etmək üçün qətnamələrin santimetr dalğa uzunluqlarında VLA ilə müqayisə ediləcək dərəcədə yaxşılaşdırılması lazımdır. Bu, növbəti on il ərzində ionosfer səthinin kəsilmə tezliyinin altında işləyən yüksək dəqiqlikli görüntüləmə üçün sərbəst uçan bir hektometr dalğa uzunluğu sintez massivi olan Aşağı Frekanslı Kosmik Arrayın yaradılmasına aparan kosmik radio astrofizika proqramının yaradılması deməkdir.

Ay fürsətləri: Panel, yaxın bir neçə onillikdə milli hədəflərin Ay səthinin geniş tədqiqinə və müstəmləkəçiliyinə səbəb ola biləcəyini qəbul edir. Bu, çox böyük ölçülərdə radio teleskoplar qurmaq üçün maraqlı imkanlar yarada bilər. Ay səthindən yerüstü atmosfer atmosferinin qeyri-şəffaflaşdığı çox yüksək tezliklərdə olduğu kimi, yerüstü ionosferin artan təhrifləri tətbiq etdiyi çox aşağı tezliklərdə müşahidə etmək mümkün olacaqdır. Süni müdaxilələrdən qorunan Ayın uzaq tərəfi, aşağı tezlikli radio astronomiyası üçün xüsusilə cəlbedici bir məkandır. Ayın uzaq tərəfinin xüsusilə vacib istifadəsi müdaxiləsiz SETI müşahidələri üçün əsas olacaqdır. Bununla yanaşı, ayın orbitindəki radio orkestrləri və insan fəaliyyətinin, o cümlədən radio astronomiya tədqiqatlarının, telekomunikasiya və hesablama cihazlarından öz RFI-lərini yarada biləcəyini dərdlə qeyd edirik. Bu on ildə elmi tədqiqatlar üçün Ayın uzaq hissəsini qorumaq üçün beynəlxalq müqavilələr qəbul edilməlidir.

Ay əsaslı radio astronomiyası normal standartlara görə çox baha olacaq və ehtimal ki, yerdəki tələblərlə müqayisədə yaxın bir neçə onillikdə əsaslandırıla bilməz. Ancaq ölkə sadiqdirsə

başqa səbəblərə görə Ayda böyük bir varlığa, o zaman radio astronomiya etmək üçün əvvəlcə yaxın tərəfdə, daha sonra isə uzaq tərəfdə heyecan verici fürsətlər olacaq, əks təqdirdə mümkün olmayacaqdır.

Kosmosdan Alt Millimetr Astronomiyası: Sub-millimetr və uzaq infraqırmızı dalğa boyları üçün gələcək kosmik teleskop olan Böyük Dağıtılabilir Reflektor, reflektor və detektor texnologiyasının inkişafına dəstək verən NASA tərəfindən müzakirə olunur. Bu yenilikçi və çətin layihəni uğurla başa çatdırmaq üçün NASA dünyanın ən qabaqcıl texnologiyasına çıxış tələb edəcəkdir. Lazımi inkişafların bir çoxu universitet daxilində və ölkənin digər NASA xaricindəki milli laboratoriyalarında davam edir. Radio Astronomiya Paneli, NASA-nı həm LDR proqramının xeyrinə, həm də yerüstü millimetr və alt millimetrlik radio astronomiyanın paylanması üçün bu laboratoriyalardakı işi dəstəkləməyə çağırır. Panel, eyni zamanda Ulduz əmələ gələn bölgələrin və uzaq qalaktikaların tam submillimetr zolağının LDR-in öncüsü olaraq yüksək qətnamə spektroskopik tədqiqatı üçün Sub-Millimetr Orta Mission (SMMM) ehtiyacını tanıyır.

Antarktidada Radio Astronomiya: Yüksək hündürlük, həddindən artıq soyuq hava və atmosferin az su buxarına görə Antarktika Yaylası infraqırmızı, alt millimetr və millimetr dalğa boylarında astronomik müşahidələr aparmaq üçün Yer üzündə ən yaxşı yer ola bilər. Antarktika Sub-millimetrlik Teleskop və Uzaq Rəsədxananın (ASTRO), AT & ampT Bell Laboratories, Boston Universiteti və İllinoys Universitetinin bir konsorsiumu, 1992-ci ilin sonlarına doğru Cənubi Qütbdə 1,7 metrlik bir teleskop işləməyə başlamışdı. daha böyük konsorsium, Antarktidada (CARA) böyük bir Astrofizika Tədqiqat Mərkəzi yaratmağı təklif etdi, nəticədə ASTRO, infraqırmızı teleskoplar, Kosmik Arxa Radiasiya anizotropiyasını ölçmək üçün bir təcrübə və bir neçə alətə sahib daimi bir rəsədxana üçün ətraflı planlar hazırlamaq üçün inkişaf etmiş bir teleskop layihəsi. , ehtimal ki, 10-30 m alt millimetrlik teleskop da daxil olmaqla. Elmi proqramlara kosmologiya, ulduz əmələ gəlməsi və ulduzlararası mühitin fizikası və kimyası kimi əsas problemlər daxil ediləcəkdir.

Siqnal emalı: Pulsar siqnalları yüksək dərəcədə dağılmışdır, sürətlə dəyişkəndir və tezliklə güclü şəkildə modulyasiya olunur. Bəzi hallarda, bu təsirlər aradan qaldırılması üçün narahatlıq yaradır və ya bəzilərində orta hesabla araşdırılır. Bütün hallarda mürəkkəb siqnal işlənməsi ya aparatda, ya da proqram təminatında və ya hər ikisində edilməlidir. Bu araşdırmaları həyata keçirmək üçün illər ərzində filtr banklarına və avtokorrelyatorlara əsaslanan xüsusi siqnal prosessorları hazırlanmışdır. Daha sürətli seçmə dərəcələri ilə işləyən, daha çox tezlik qətnaməsi və daha geniş bant genişliyi ilə işləyən bu cür cihazlara davamlı ehtiyac var. Belə bir prosessor ayrıca spektroskopiya, xüsusən radio ulduzlarının dinamik spektroskopiyası və radar ehtiyaclarına xidmət edə bilər. Yüksək sürətli, yüksək həcmli bir qeyd mühitinin interfeysi pulsar axtarışı üçün vacibdir.

Təxminən 1 GHz-dən aşağı olan radio frekanslarında dispersiya ən yaxşı şəkildə uyğun texnika ilə aradan qaldırılır. Pulsar dispersiyaları tez-tez radarda istifadə olunan səs-küy dərəcələrini aşır, buna görə də səs-küy silmək üçün ticarət cihazlar pulsar tapşırığına uyğun deyil. Məsələn, VLSI texnikalarından istifadə edən xüsusi tikinti işləri bu ehtiyac üçün bir həll təmin edə bilər. Pulsar axtarışı da real vaxt siqnalının işlənməsi ilə edilə bilər, çünki məlumat toplama və analiz tapşırıqları asanlıqla paralel və ya boru xəttli bir arxitekturada mikroprosessorlar arasında bölünür.

VLBI Qeyd və Məlumat Transferi: VLBI müşahidələri qeyd mühitinin tutumu ilə həssaslıqla məhdudlaşır. 1970-ci illərin əvvəllərindən bəri VLBI üçün kommersiya televiziya maqnitofonları istifadə olunur və son on ildə ucuz və etibarlı istehlakçı tipli video-kaset yazıcılar (VCR) geniş yayılmışdır. VCR-yə əsaslanan sistem ucuz, çevik və asanlıqla əldə edilə bilər, lakin bant genişliyi bir neçə meqaherts ilə məhdudlaşır və ya hazırda VLA-dan təxminən iki dərəcə azdır. Ticari bir cihaz qeyd cihazına əsaslanan geodeziya tədqiqatları üçün genişzolaqlı VLBI qeyd sistemi, Haystack Rəsədxanası tərəfindən NASA dəstəyi ilə hazırlanmış və VLBA üçün dəyişikliklərlə istifadə ediləcəkdir. Ancaq VLBA qeyd sistemi bahalıdır və bant genişliyi hələ də təxminən 100 MHz ilə məhdudlaşır. Yapon kosmik VLBI missiyasında istifadə üçün Sony Corporation tərəfindən rəqabətçi bir sistem hazırlanmışdır, lakin VLBA sistemi ilə eyni məhdudiyyətlərə malikdir.

VLBA qeyd sisteminin bant genişliyi mövcud lent nəqlinə əlavə başlıq əlavə etməklə yaxşılaşdırıla bilər, lakin bu tikinti və istismar xərclərini daha da artıracaqdır. Nəticədə, real vaxt əlaqələrini təmin etmək üçün fiber optik və ya peyklərdən istifadə ediləcək, beləliklə, nəqliyyatın və lentlərin işlənməsinin zəruriliyi aradan qaldırılacaq, lakin bu, milli və beynəlxalq geniş zolaqlı məlumat əlaqələrinin ticarət quraşdırılmasını gözləməlidir. Yaxın gələcək üçün VLBI qeyd edilmiş məlumatların fiziki olaraq əlaqələndiriciyə çatdırılmasından asılı olacaq və həm etibarlı, həm də qənaətcil olan yüksək sıxlıqlı, geniş bant genişliyi qeydlərinə imkan vermək üçün yeni qeyd texnikalarını inkişaf etdirmək vacib olacaq.

Radio Tezlik Müdaxiləsi: Göy radio siqnalları fövqəladə dərəcədə zəifdir, əksər hallarda daxili qəbuledici səs-küyün yüzdə yüzdən birindən azdır. Xüsusilə kosmik və hava ötürücülərindən radio spektrinin istifadəsindəki sürətli böyümənin və qəbuledici həssaslığının dramatik artımının nəticəsi olaraq


Videoya baxın: 23. Miniaula Astronomia RADIOASTRONOMIA (Sentyabr 2021).