Radyo teleskop, nesnelerin elektromanyetik radyasyonunu incelemek için kullanılır. Onlarca MHz’den onlarca GHz’e kadar olan taşıyıcı frekans aralığında astronomik nesnelerin elektromanyetik radyasyonunu incelemenizi sağlar.
Bilim adamları, bir radyo teleskop yardımıyla nesnenin kendi radyo emisyonunu alabilir ve elde edilen verilere dayanarak, kaynakların koordinatları, uzaysal yapı, radyasyon yoğunluğu, spektrum ve polarizasyon gibi özelliklerini araştırabilir.
Radyo uzay radyasyonu ilk olarak 1931’de Amerikalı bir radyo mühendisi olan Karl Jansky tarafından keşfedildi. Jansky, atmosferik radyo parazitini inceleyerek sabit radyo gürültüsünü keşfetti.
O sırada bilim adamı kökenini tam olarak açıklayamadı ve kaynağını Samanyolu ile yani galaksinin merkezinin bulunduğu merkezi kısmı ile tanımladı. Sadece 1940’ların başında, Jansky’nin çalışmaları sürdürüldü ve radyo astronomisinin daha da gelişmesine katkıda bulundu.
Radyo Teleskop Nasıl Çalışır?
Radyo teleskop bir anten sistemi, bir radyometre ve kayıt ekipmanından oluşur. Bir radyometre, radyo dalgası aralığında (0,1 mm’den 1000 m’ye kadar dalga boyları) düşük yoğunluklu radyasyonun gücünü ölçen bir alıcı cihazdır. Başka bir deyişle, radyo teleskop, elektromanyetik radyasyonun çalışıldığı diğer cihazlarla (örneğin, bir kızılötesi teleskop, bir X-ışını teleskobu, vb.) Karşılaştırıldığında en düşük frekans konumunu işgal eder.
Anten, gök cisimlerinden radyo emisyonu toplamak için bir cihazdır. Herhangi bir antenin temel özellikleri şunlardır: duyarlılık (yani, algılama için mümkün olan minimum sinyal) ve ayrıca açısal çözünürlük (yani, birbirine yakın birkaç radyo kaynağından gelen emisyonları ayırma yeteneği).
Radyo teleskobunun yüksek hassasiyete ve iyi çözünürlüğe sahip olması çok önemlidir, çünkü bu, incelenen nesnelerin daha küçük uzamsal ayrıntılarını gözlemlemeyi mümkün kılar. Kaydedilen minimum akı yoğunluğu DР, ilişki ile belirlenir:
DP = P / (S \ sqrt (Dft))
burada Р, radyo teleskobunun içsel gürültüsünün gücüdür, S, etkin alanıdır. anten, Df alınan frekans bandı, t sinyal biriktirme zamanı…
Anten Tipine Göre Radyo Teleskoplar
Radyo teleskoplarda kullanılan antenler birkaç ana tipe ayrılabilir (dalga boyu aralığına ve amacına göre sınıflandırma yapılır):
Tam açıklıklı antenler : parabolik antenler (kısa dalga boylarında gözlem için kullanılır; döner cihazlara monte edilir), küresel aynalı radyo teleskobu ( dalga boyu aralığı 3 cm’ye kadar, sabit anten; anten ışınının uzaydaki hareketi aynanın farklı kısımlarını ışınlayarak gerçekleştirilir), Kraus radyo teleskobu (dalga boyu 10 cm; radyasyon kaynağının kendisine geldiği dikey olarak yerleştirilmiş sabit küresel ayna belirli bir açıyla yerleştirilmiş düz bir ayna kullanılarak yönlendirilir ), periskopik antenler (dikey olarak küçük ve yatay olarak büyük);
Doldurulmamış açıklığa sahip antenler (görüntü çoğaltma yöntemine bağlı olarak iki tür: sıralı sentez, açıklık sentezi – aşağıya bakın). Bu türdeki en basit alet, basit bir radyo interferometresidir (bir radyo kaynağının aynı anda gözlemlenmesi için iki radyo teleskobunun birbirine bağlı sistemleri: daha yüksek çözünürlüğe sahiptir.
Örneğin: Cambridge, İngiltere’de bir açıklık sentez interferometresi, dalga boyu 21 cm). Diğer anten türleri: çapraz (Mills cross, sıralı füzyonlu Molongo, Avustralya, dalga boyu 73,5 cm), halka (Calgore, Avustralya’da sıralı füzyon tipi alet, dalga boyu 375 cm), kompozit interferometre (Fleurs, Avustralya’da diyafram sentezi interferometresi, dalga boyu 21 ).
Operasyonda en doğru olanı, tam dönüşlü parabolik antenlerdir. Uygulamaları durumunda, böyle bir antenin gökyüzündeki herhangi bir noktaya yönlendirilebilmesi ve bir radyo kaynağından bir sinyal biriktirebilmesi nedeniyle teleskobun hassasiyeti artırılır.
Böyle bir teleskop, çeşitli seslerden oluşan bir arka plana karşı uzay kaynaklarından gelen sinyalleri seçer. Ayna, aydınlatıcı tarafından odaklanan ve yakalanan radyo dalgalarını yansıtır. Işınlayıcı, belirli bir dalga boyunda radyasyon alan bir yarım dalga dipoldür.
Parabolik aynalı radyo teleskopları kullanmanın temel sorunu, döndürüldüğünde aynanın yerçekimi etkisi altında deforme olmasıdır. Bu nedenle çapta yaklaşık 150 m’nin üzerinde bir artış olması durumunda ölçüm sapmaları artar. Bununla birlikte, uzun yıllardır başarıyla çalışan çok büyük radyo teleskopları vardır.
Bazen, daha başarılı gözlemler için, birbirinden belirli bir mesafeye kurulmuş birkaç radyo teleskobu kullanılır. Böyle bir sisteme radyo interferometresi denir (yukarıya bakın). Çalışma prensibi, bir aynanın yüzeyinde veya aynı ışının geçtiği başka bir noktada ayrı ışınlar tarafından üretilen elektromanyetik alanın salınımlarını ölçmek ve kaydetmekten ibarettir. Daha sonra faz kayması dikkate alınarak kayıtlar eklenir.
Anten dizisi sürekli değil, yeterince büyük bir mesafeyle ayrılmışsa, büyük çaplı bir ayna elde edilecektir. Böyle bir sistem “diyafram sentezi” ilkesiyle çalışır. Bu durumda çözünürlük antenlerin çaplarına göre değil, aralarındaki mesafeye göre belirlenir. Böylece, bu sistem, büyük antenler inşa etmeyi değil, belirli aralıklarla yerleştirilmiş en az üç antenle yapılmasını mümkün kılar.
Tasarım gereği, radyo teleskopları çoğunlukla açık uçludur. Bazı durumlarda, aynayı hava olaylarından (sıcaklık değişiklikleri ve rüzgar yükleri) korumak için teleskop kubbenin içine yerleştirilir: katı (Highstack Gözlemevi, 37-m radyo teleskobu) veya sürgülü pencereli (11-m). Kitt Peak, ABD’deki radyo teleskop).
Şu anda, radyo teleskoplarını kullanma beklentileri, farklı ülkelerde ve hatta farklı kıtalarda bulunan antenler arasında iletişim kurmayı mümkün kılmasıdır. Bu tür sistemlere çok uzun temel radyo interferometreleri (VLBI) denir. 2004 yılında Huygens’in Satürn’ün uydusu Titan’a inişini gözlemlemek için 18 teleskoptan oluşan bir ağ kullanıldı. 64 antenden oluşan ALMA sistemi tasarlanıyor.