천문학

전파 망원경이 짧은 파장이 아닌 왜 이런 빅 데이터 문제가 있습니까?

전파 망원경이 짧은 파장이 아닌 왜 이런 빅 데이터 문제가 있습니까?


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ALMA 및 SKA와 같은 새로운 전파 망원경 어레이에서만 너무 많은 데이터가 발생하는이 "문제"에 대해 들어 본 적이 있습니다. 저장하기에 너무 큽니다. 미래 연구를 위해 모든 것을 보관할 수는 없지만, 나머지 부분을 분석하고 지울 데이터 부분을 미리 선택해야합니다.

IR과 가시 광선 및 UV와 같은 짧은 파장의 망원경은 단위 조리개 당 해상도가 더 높기 때문에 더 많은 데이터를 생성하는 것이 반대가 아닙니다.


IR과 가시 광선 및 UV와 같은 단파장 망원경은 단위 조리개 당 해상도가 더 높기 때문에 더 많은 데이터를 생성하는 것이 반대가 아니겠습니까?

이것은 매우 흥미로운 질문입니다!

내 대답은 현재는 아니지만 언젠가는 그럴 수도 있습니다.

우리는 크고 빠른 컴퓨터와 광섬유 기술을 가지고 있기 때문에 안테나 배열에서 이미지를 생성 할 수 있습니다. 계산적으로. 이미지를 형성하고 소프트웨어의 무선 주파수에서 파면 보정을위한 적응 형 광학을 구현할 수도 있습니다 (무차별 힘 벤딩 미러로 파면을 보정하는 기계식 액추에이터 대신).

ALMA의 대략적인 설명은 각각 1GHz의 대역폭을 제공하는 100 개의 접시이며 SKA 어레이는 훨씬 더 커질 것입니다. Event Horizon Telescope는 말 그대로 현재 ALMA 및 더 큰 어레이에 사용할 수없는 하드 드라이브 상자에 모든 원시 데이터를 기록하기 때문에 나중에 분석하고 보정 및 매개 변수를 미세 조정하기 위해 훨씬 작고 처리량이 많은 중간 결과 파일 만 저장할 수 있습니다.

이 맥락에서 "단파장 망원경"의 경우 "고주파 망원경"으로 생각하는 것이 좋습니다. 800nm에서 100nm의 넓은 대역 (파면 보정이 잘 작동하는 IR 근처는 47,000GHz를 나타냅니다! 기저 대역 주파수로 변환하더라도 그 속도로 신호를 디지털화 할 수있는 능력이 없습니다. 신호.

그래서 대신에 우리는 빛이 우리를 위해 간섭계를하도록합니다!

광학 망원경은 크고 단순한 하나의 트릭 포니 광학 컴퓨터입니다. 우리는 조리개에서 전기장의 적분을 수행하도록 표면을 설계합니다. 중앙 픽셀은 위상 바이어스없이 망원경의 투명 조리개에 입사되는 모든 전기장의 적분을 수신합니다. 센서의 한쪽 가장자리에있는 픽셀은 동일한 전기장의 적분을받습니다. 한 쪽에서 다른쪽으로 선형 적으로 증가하는 위상 함수입니다.

언젠가 감지 및 컴퓨팅 속도와 병렬 처리가 충분히 크면 전자 광학 컴퓨터가 구축 될 것이라고 확신합니다.


광학 망원경과 컴퓨터 간섭계에 대한 자세한 내용은 다음에 대한 답변을 참조하십시오.


전파 망원경이 짧은 파장이 아닌 왜 이런 빅 데이터 문제가 있습니까? -천문학

광학 망원경이 가시 광선을 모아서 초점을 맞추고 증폭하여 다양한 기기로 분석 할 수있게하는 것처럼 전파 망원경도 약한 전파를 수집하여 초점을 맞추고 증폭하여 분석에 사용할 수 있도록합니다. . 우리는 전파 망원경을 사용하여 별, 은하, 블랙홀 및 기타 천체에서 자연적으로 발생하는 전파 빛을 연구합니다. 우리는 또한 태양계의 행성 체에서 전파 빛을 전송하고 반사하는 데 사용할 수 있습니다. 특별히 설계된이 망원경은 길이 1mm에서 10m 이상에 이르는 가장 긴 파장의 빛을 관찰합니다. 비교를 위해 가시광 선의 길이는 수백 나노 미터에 불과하고 나노 미터는 종이 두께의 1 / 10,000에 불과합니다! 사실, 우리는 일반적으로 전파 빛을 파장이 아니라 주파수로 언급합니다.

자연적으로 발생하는 전파는 우주에서 우리에게 도달 할 때 매우 약합니다. 휴대 전화 신호는 우리 망원경이 감지하는 우주 파보다 수십억 배 더 강력합니다.

전파 망원경의 부품

전파 망원경은 포착하는 전파의 종류에 따라 모든 모양과 크기로 제작됩니다. 그러나 모든 전파 망원경에는 마운트에 안테나가 있고 신호를 감지하는 수신기 장비가 하나 이상 있습니다.

전파가 너무 길고 우주 전파 원이 극도로 약하기 때문에 전파 망원경은 세계에서 가장 큰 망원경이며 가장 민감한 전파 수신기 만 내부에 사용됩니다. 안타깝게도이 거대한 안테나는 현대 전자 장치의 전파 간섭을 포착하므로 전파 간섭으로부터 전파 망원경을 보호하기 위해 많은 노력을 기울이고 있습니다.

안테나

가장 기본적인 안테나는 금속 다이폴 안테나로, 방송국에서 오디오 쇼를 전달하는 데 사용하는 전파를 수신하기 위해 자동차에 자주 사용됩니다.

가장 다재다능하고 강력한 전파 망원경 유형은 포물선 접시 안테나입니다. 포물선은 들어오는 전파가 그 위의 단일 지점 (초점이라고 함)까지 튀도록하는 유용한 수학적 모양입니다. 접시 안테나는 한 번에 여러 다른 파장을 반사하며, 우리가 수행하는 다양한 종류의 연구를 위해 서로 다른 주파수 채널을 조정하기 위해 서로 다른 수신기가 필요합니다. 특정 파장 범위를 관찰하기 위해 원하는 전파를 포착하기 위해 특정 크기의 깔때기를 선택합니다. 이 깔때기를 피드 혼이라고하며 가장 큰 것은 픽업 트럭 크기입니다!

각 피드 혼의 좁은 끝의 직경은 우리가 원하는 채널의 임계 파장과 동일한 크기입니다. 즉, 특정 전파가 특정 경적의 좁은 끝까지 이동할 때 측면에 대해 완벽하게 뛰고 경적이 펄스를 감지하는 진정한 안테나가됩니다. 여기에 과냉각 수신기를 배치하여 파동의 앞뒤 펄스를 컴퓨터로 보낼 수있는 신호로 수집합니다.

피드 지원

접시 위의 초점에 피드 혼과 수신기를 걸거나, 거울을 설치하여 초점이 맞춰진 파동을 접시 중앙으로 리디렉션하여 여러 수신기를 설정할 수 있습니다.

수신기를 접시 위의 초점에 배치하면 감지 된 신호가 피드지지 구조를 따라 케이블을 통해 기록 및 분석이 가능한 지상 근처 지점으로 이동합니다. 이러한 주요 초점 사료는 거기에 안전하게 들어갈 수있는 사료 경적의 무게와 크기와 인간 유지 보수를 위해 도달하는 것이 얼마나 까다로운 지에 의해 제한됩니다.

더 자주, 거대한 접시의 수집 전력을 최대한 활용하기 위해 주 초점 (또는 그 근처)에서 서브 반사경이라는 보조 미러를 사용하여 초점을 맞춘 파동을보다 편리한 위치 & # 8212 중심으로 반사합니다. 접시. 많은 서브 리플렉터를 기울여 접시 중앙에있는 서로 다른 피드 뿔을 겨냥하거나 하늘을 바라보며 공기질 상태에 대한 데이터를 수집 할 수 있습니다.

접시 표면

ALMA가 수집 한 밀리미터 파와 같이 우리가 연구하는 전파의 길이가 매우 작다면 망원경의 접시 표면의 완성도가 중요합니다. 포물선의 뒤틀림, 충돌 또는 땡기는이 작은 파도를 초점에서 흩어지게하여 정보를 잃게됩니다.

또한 전파 망원경이 작동 할 수있는 극한 환경도 고려해야합니다. 바람과 온도의 차이는 큰 전파 망원경 접시의 포물선을 변형시킬 수 있으며 중력은 무거운 안테나가 하늘의 다른 부분으로 기울어 질 때 영향을 미칩니다. 따라서 ALMA의 요리는 이러한 끊임없이 변화하는 조건에서 완벽한 모양을 더 잘 제어하기 위해 작게 유지됩니다.

VLA 및 VLBA에서 포착 한 센티미터 파와 같이 관찰되는 전파 파장의 크기가 매우 긴 경우 접시 모양의 완성도는 전파 하늘을 잘 관찰하는 데 그다지 중요하지 않습니다. 그 요리는 단단하고 단단하게 만들어졌으며 다양한 조건에서 움직이고 일하는 까다로운 조건을 견뎌냅니다.

망원경 마운트

일부 전파 망원경의 접시는 북극성을 겨냥한 축을 중심으로 회전합니다. 이 적도 마운트를 사용하면 지구가 회전 할 때 망원경이 하늘의 위치를 ​​따라갈 수 있습니다. 단순히 지구 회전축을 복사하고 반대 방향으로 이동하면됩니다. 그러나 적도에 장착 된 대형 전파 망원경은 여러 각도에서 균형을 맞추기 위해 수백만 파운드의 망원경이 필요하기 때문에 제작하기가 어렵습니다. 지금까지 만들어진 가장 큰 것은 Green Bank에있는 43 미터 (140 피트) 접시 망원경입니다.

대부분의 현대 전파 망원경에서 디지털 컴퓨터는 망원경을보다 단순한 기울기 및 회전 축으로 구동합니다. 이것이 우리가 하늘을 가로 지르는 17 백만 파운드의 GBT를 완전히 조종 할 수있는 방법입니다.

데이터 처리

초기 전파 망원경에서 우리는 우주에서 가스 분자의 신호를 관찰하기 위해 하나의 특정 주파수로 조정해야했습니다. 현대 전파 망원경은 컴퓨터가 주파수 대역을 수십에서 수백 메가 헤르츠에 이르는 수천 개의 개별 채널로 분할하여 한 번에 많은 수의 주파수를 관찰합니다. 이 혁신은 전파 망원경을 흑백 카메라와 동등한 수준에서 풀 컬러로 바 꾸었습니다.

가장 희미한 신호를 감지하기 위해 망원경은 카메라의 셔터를 열어 놓은 것처럼 몇 시간 동안 라디오 소스를 응시합니다. 우리의 컴퓨터 소프트웨어는 천문 현상의 신호를 증가시키기 위해 반복적으로 파동을 추가하고 수신기와 지구의 대기에서 나오는 임의의 잡음 신호가 시간이 지남에 따라 평균을 내도록합니다.

배열을 사용하는 이유

뉴 멕시코 중부의 초대형 어레이를 통해 남쪽으로 비행하면 어레이가 위치한 산 아구스틴 평야의 평탄함을 알 수 있습니다. 고도가 7,000 피트가 넘는이 고대 호반은 VLA & # 8217s Y 형을 확장하는 데 필요한 40 마일의 이중 트랙 레일을 설치하는 데 필요한 공간을 제공하여 최고의 해상도 기능을 제공합니다.

전파 망원경이 하늘의 미세한 세부 사항을 구분하는 능력 (각 해상도라고 함)은 관측 파장을 안테나 크기로 나눈 값에 따라 달라집니다. 즉, 하늘을 더 자세히보기 위해서는 간단한 방정식의 결과가 매우 적어야합니다.

전파 망원경은 긴 파장을 관찰하므로 가장 짧은 전파 파장을 가장 큰 안테나로 나눈 경우에도 육안으로 하늘을 관찰하는 것과 비슷한 각도 해상도 만 있습니다. 광학 망원경과 비교하여 해상도를 얻으려면 전파 망원경의 안테나 크기가 훨씬 더 커야합니다.

가장 큰 무빙 라디오 접시는 100m 길이의 완전 조향 가능한 Green Bank Telescope입니다. 움직이는 라디오 접시를 안전하고 정확하게 제어 할 수있는 최대 크기입니다. 세계에서 가장 거대한 라디오 접시 인 푸에르토 리코 아레 시보의 1000 피트 그릇은 움직일 수 없지만 수신기를 움직여 하늘을 가리킬 수 있습니다. 이 접시는 섬의 카르스트 지형에있는 대형 싱크 홀 내부에서지지됩니다.

수학은 마침내 수수께끼를 풀었습니다. 넓은 지역에 펼쳐진 안테나 그룹의보기를 결합하여 하나의 거대한 망원경으로 함께 작동합니다. 이 혁신은 물리학에서 노벨상을 수상했습니다.

작동 방식은 다음과 같습니다. 두 개의 전파 망원경이 동일한 전파 소스를 관찰합니다. 망원경은 지상에서 알려진 거리에 있습니다. 따라서 소스에서 나오는 전파는 다른 망원경과 약간 다른 시간에 한 망원경에 도달합니다. 우리는 파도가 나타나는 방식에 약간의 차이가 있으며 하나는 다른 하나보다 약간 뒤에 도착합니다. 차이는 파동 위상의 시간 지연입니다.

Atacama Large Millimeter / submillimeter Array는 66 개의 근경 반사 접시를 슈퍼 컴퓨터와 연결합니다.

두 개의 오프셋 파를 결합하면 위상 이동으로 인해 완벽하게 겹치지 않아 간섭 무늬라고 부르는 것을 생성합니다. 지구가 회전하고 망원경이 기울어지면서 소스 설정을 계속 관찰하면 관측 각도가 변경됩니다. 망원경의 이러한 추적 움직임은 태양이 낮을 때 그림자가 더 길어지는 것과 마찬가지로 전파 광이 광원에서 각 망원경으로 이동하는 거리를 변경합니다. 이것은 각 망원경에 도달하는 파동 사이의 다른 위상 지연으로 해석됩니다. 더 오래 관찰할수록 더 많은 변화를 얻습니다. 더 많은 변형을 얻을수록 우리가 관찰하는 물체에 대한 더 많은 관점을 갖게됩니다. 그리고 망원경을 멀어 질수록 망원경의 하늘을 더 선명하게 볼 수 있습니다.

VLA 및 ALMA와 같은 어레이에서 중앙 국부 발진기라고하는 장치는 일반적인 저주파 타이밍 기준 신호를 광섬유 케이블을 통해 각 안테나로 전송하여 오케스트라를 위해 관리 가능한 템포를 유지하는 지휘자처럼 작동합니다. 각 안테나에서 수신 한 데이터는 국부 발진기 신호와 혼합 된 다음 광섬유를 통해 상관기라고하는 주 컴퓨터로 다시 이동합니다. 낮은 주파수 신호는 상관 기가 컴퓨터가 처리 할 수있는 속도로 각 망원경의 데이터를 처리하고 결합 할 수 있도록합니다. 그러나 망원경 어레이는 데이터를 처리하기 위해 여전히 세계에서 가장 진보 된 컴퓨팅 기술이 필요합니다.

상관 기는 서로 다른 안테나에서 들어오는 데이터를 서로 수백만 분의 1 초 이내로 동기화합니다. 각 안테나를 어레이의 다른 모든 안테나에 연결하여 동일한 물체에 대해 수백 개의 고유 한 관점을 만듭니다. 관찰의 매 순간마다 관점이 바뀝니다. 이 지속적이고 복잡한 데이터 스트림을 따라 잡기 위해 우리의 상관 관계자는 세계에서 가장 빠른 슈퍼 컴퓨터에 속하며 펨토초 속도로 계산을 수행합니다 (초당 최대 16 천조 회).

전파 천문학 자와 소프트웨어 엔지니어가 설계 한 특수 소프트웨어는 데이터를 조합하여 하늘에있는 전파 물체의지도를 만듭니다.

VLBI (Very Long Baseline Interferometry)

여기에 표시된 장파장 어레이와 같은 전파 망원경은 우주에서 전파를 감지하기 위해 정확한 접시 표면이 필요하지 않습니다. 이들은 십자형의 다이폴 안테나를 사용합니다.

무선 안테나를 멀리 분리할수록 그들이 모방하는 망원경이 커집니다. 그들이 보는 위상 변화는 훨씬 더 큽니다. 즉, 더 좁은 겹침이 하늘을 더 자세히 볼 수 있음을 의미합니다. 이 수준의 정확도로 매우 멀리 떨어진 전파 망원경은 지구로부터의 거리를 포함하여 우주에서 전파 물체의 정확한 위치를 정확히 찾아 낼 수 있습니다. 우리는이 시스템을 V에리 Aseline 나는nterferometry 또는 줄여서 VLBI. VLBA (Very Long Baseline Array)는 전임 연구에 전념하는 세계 최대의 VLBI 시스템입니다.

그러나 광섬유 케이블을 통해 연결하는 것은 너무 비싸기 때문에 이러한 넓게 분리 된 망원경을 중앙 도체와 제 시간에 유지하는 것은 어렵습니다. 초고주파 (VHF) 또는 초고주파 (UHF) 무선 링크를 사용할 수 있습니다. 신호를 강화하려면 여러 리피터 스테이션이 필요합니다. 이것은 수백 킬로미터 이상의 거리에서는 비실용적입니다.

대신 각 망원경의 원자 시계는 데이터 드라이브에 시간을 표시합니다. 수소 메이저 주파수 표준은 수십억 분의 1 초의 타이밍 정확도와 10 억분의 1의 주파수 안정성을 제공합니다.

하드 드라이브는 이러한 스탬프 데이터를 저장하고 스테이션 관리자는 해당 드라이브를 상관 관의 기술자에게 다시 보냅니다. VLBA의 경우이 허브는 뉴 멕시코 주 소코로에 있으며 상관자는 기성품 구성 요소를 사용하여 데이터 드라이브의 콘텐츠를 단일 관측치로 디지털 결합합니다. 관찰 결과는 과학자에게 전송되며 전체 과정은 2 주도 채 걸리지 않습니다.


천문학 테스트 2

2 가지 효과 : 달의 중력은 항상 팽창을 뒤로 당겨 지구의 회전을 늦추고 팽창의 중력은 달을 궤도에서 약간 앞쪽으로 당겨 달이 지구에서 더 멀리 이동하도록하는 궤도 에너지를 추가합니다.

분광학 : 천문학 자들은 스펙트럼을 얻고 연구합니다. 분광기를 사용하여 다양한 색상의 빛을 스펙트럼으로 분리하여 물체의 화학적 조성, 온도 및 움직임을 알려줍니다.

반짝 반짝 빛나는 대기 난류는 기류가 지속적으로 움직이고 대기의 빛이 휘는 특성을 끊임없이 변화시키는 주변에서 섞일 때 우리가 부르는 것입니다. 마지막으로, 대부분의 빛의 형태는 우리 대기를 전혀 투과하지 못하여 땅에 닿지 않는다는 사실이 있습니다.

전파 망원경은 파동 자체를 해독하기 위해 각 해상도가 필요하지 않습니다. 모든 전파는 지상에서 관측 할 수 있으며 공간에 배치 할 필요가 없습니다. 가장 큰 전파 망원경은 푸에르토 리코의 Arecibo 접시입니다.

적외선 망원경은 가시 광선 스펙트럼에 충분히 가까운 적외선 파장을 관찰하여 매우 유사하게 작동합니다. 오늘날 가장 큰 것은 NASA의 스피처 우주 망원경으로, 지구 열 광선을 피하기 위해 현재 우주에 있습니다.

Ultraviolet Telescope는 적외선 및 가시 파장과 비슷하게 작동합니다. 그러나 대기는 대부분의 자외선을 흡수하므로 우주에 배치해야합니다. 주요 자외선 망원경 중 하나는 Galaxy Evolution Explorer입니다.

X 선 망원경은 거울을 포함한 대부분의 물질을 관통하는 경향이 있기 때문에 천문학 자들이 사용하기가 매우 어렵습니다. 따라서 그들은 정보를 얻기 위해 다른 접근 방식을 취해야합니다. 주요 망원경 중 하나는 NASA의 찬드라 엑스레이 천문대입니다.


다 파장 천문학

다른 파장에서 본 하늘. 위에서부터 : 라디오, 적외선, 광학, X- 선 및 감마선. (더 큰 버전을 보려면 이미지를 클릭하십시오. 크레딧 : 라디오 : Haslam et al. 1982 적외선 : NASA 광학 : ESO / S. Brunier X-ray : Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics 및 SL Snowden 감마선 : NASA / DOE / Fermi LAT 협동)

밤하늘은 언제나 사람들에게 경이로움과 신비의 근원이되어 왔습니다. 그러나 우리가 우주의 모든 영광을 진정으로 '보기'시작한 것은 지난 수십 년 밖에되지 않았습니다. 이것은 우리가 최근에야 전체 전자기 스펙트럼에 걸쳐 우주를 볼 수 있기 때문입니다. 우리 우주는 우리 눈이보기에는 너무 짧거나 너무 긴 파장을 가진 광범위한 방사선을 생성하는 물체를 포함합니다.

전자기 (EM) 스펙트럼의 모든 부분을 검사하는 기기는 20 세기에야 우리에게만 제공되었습니다. 로켓 시대는 적외선, 자외선, X- 선 및 감마선 파장에 민감한 기기를 확보하는 데 필요했기 때문입니다. 지구. 우주에서 시야를 확보하려면 로켓 시대까지 기다려야했는데, 이는이 파장의 복사가 지구 대기에 흡수되기 때문에 매우 중요합니다.

일부 천체는 대부분 적외선을 방출하고 다른 천체는 대부분 가시 광선을 방출하며 나머지는 대부분 자외선을 방출합니다. 천체에서 방출되는 전자기 복사의 유형을 결정하는 것은 무엇입니까? 간단한 대답은 온도.

고체는 지속적으로 진동하는 분자와 원자를 포함합니다. 가스 내부에는 고속으로 자유롭게 날아 다니는 분자들이 있으며, 지속적으로 서로 부딪 치고 주변 물질과 부딪칩니다. 분자 나 원자의 운동 에너지를 . 고체 나 기체가 뜨거울수록 분자 나 원자의 움직임이 더 빨라집니다. 그리고 온도는 그 입자들의 평균 에너지의 척도 일뿐입니다.

온도와 전자기 복사의 관계는 무엇입니까? 그리고 우리는 다른 온도 또는 전자기 스펙트럼의 다른 영역에서 어떤 물체를 볼 수 있습니까? 아래 차트를 확인하십시오.


우주 배경 복사의 온도가 3K라고 말하는 것은 무엇을 의미합니까?

내부 에너지 (절대 영도 또는 0K 이상의 온도)를 가진 물체는 전자기파 (빛)의 형태로 에너지를 방출합니다. 그 방사선에서 파장의 이론적 분포는 '흑체'방사선을 나타내며 플랑크의 법칙이라는 방정식에 의해 수학적으로 설명됩니다. 강도 대 파장을 플로팅하면 결과 곡선은 온도에 따라 달라지는 파장에서 피크가됩니다. 온도가 높을수록 피크 파장은 짧아집니다. 플랑크 방정식의 결과는 빈의 법칙이라고도합니다. 또한 온도가 증가함에 따라 모든 파장에서 강도가 증가합니다.

쇠막대가 상온에서 가열되면서 이러한 현상을 볼 수 있습니다. 처음에는 모든 방사선이 사람이 볼 수없는 파장이 너무 긴 적외선 영역에 있습니다. 막대의 온도가 증가하면 방출 된 파장이 가시 범위로 감소함에 따라 빨간색으로 빛납니다. 다음으로 피크 강도가 더 짧고 짧은 파장으로 이동함에 따라 주황색, 노란색, 흰색 순으로 표시됩니다. 파장의 스펙트럼을 분석하여 온도를 계산할 수 있습니다. 이 기술로 천체의 온도를 결정할 수 있습니다. 예를 들어, 블랙홀 근처의 극한 온도는 매우 짧은 X 선 영역에서 최고조에 달합니다. 우리 태양과 같은 별은 주로 가시 영역에서 방출되고 행성과 같은 더 차가운 물체는 보이지 않는 적외선을 방출합니다.

빅뱅의 극도로 높은 온도는 강렬하고 매우 짧은 파장의 복사를 방출했지만 이후 우주의 냉각은 그 파장을 마이크로파 영역으로 이동 시켰습니다. (이것은 우주의 팽창과 함께 파장이 늘어나는 것으로 해석 될 수도 있습니다.) 마이크로파는 보이지 않는 적외선보다 파장이 길기 때문에 전파 망원경으로 스펙트럼의 전파 영역에서 관찰됩니다. 빅뱅에서 남은 '배경 복사'는 이제 우주의 모든 방향에서 나오는 것으로 보입니다. 다른 파장에 대해이 방사의 강도를 플로팅하면 2K에서 3K 사이의 온도에 대한 곡선과 일치합니다.
답변 : Paul Walorski, B.A. 물리학, 파트 타임 물리학 강사

짧은 대답은 실험가들이 우주 마이크로파 배경 광자의 파장을 측정한다는 것입니다 (그리고 이름에서 짐작할 수 있듯이 그들은 마이크로파 파장을 갖는 경향이 있습니다). 이것은 관계를 통해 광자 에너지로 변환 될 수 있습니다.

거기에서 Boltzmann 상수를 사용하여 동등한 온도로 변환합니다.

따라서 우주 학자가 광자의 '온도'에 대해 이야기 할 때 기본적으로 광자의 동등한 에너지를 설명하는 것입니다.

온도가 유용한 변수 인 이유에 관해서는 우주 배경의 모든 광자가 2.7K의 온도를 갖는 것은 아니라는 점을 지적하는 것이 중요합니다. 실제로 모든 범위의 에너지 (또는 온도)가 있습니다. 그러나이 범위는 2.7K의 온도에서 에너지를 방출하는 흑체에 대해 예상 할 수있는 스펙트럼입니다. Wien 변위 법을 사용하는 경우

2.7K의 온도에서 흑체에 대한 스펙트럼의 피크를 찾으려면 피크 파장이

그리고이 피크 파장은 우주 배경 복사의 광자 스펙트럼에서 실험자들이 관찰 한 것과 정확히 일치합니다.

따라서 광자가 모두 2.7K의 온도에있는 것이 아니라 2.7K의 온도에있는 단일 흑체에서 방출 된 것처럼 보입니다.
답변 : Brent Nelson, M.A., Physics Ph.D. 학생, UC Berkeley

'지식은 전달할 수 있지만 지혜는 없습니다. 사람은 그것을 발견하고, 생활하고, 강화되고, 그것을 통해 놀라운 일을 할 수는 있지만, 의사 소통하고 가르 칠 수는 없습니다. '


용어 사전

간섭: 파도가 서로 섞여서 볏과 골이 교대로 강화되고 서로 상쇄 될 수 있도록하는 과정

간섭계: 하나 이상의 망원경에서 나오는 전자기 복사를 결합하여 개별 망원경을 분리하는 기준선과 동일한 지름을 가진 단일 망원경으로 얻을 수있는 것과 동일한 해상도를 얻는 도구

간섭계 배열 : 사실상 다수의 접시 2 개 간섭계처럼 작동하도록 여러 라디오 접시의 조합

레이더 : 물체에 전파를 전송 한 다음 물체가 송신기로 반사되는 방사선을 감지하여 대상 물체와의 거리 및 움직임을 측정하거나 물체의 이미지를 형성하는 기술


어레이 망원경이란 무엇입니까?

이것에 대한 완전한 대답은 여기에 있습니다. 그렇다면 망원경 배열은 어떻게 작동합니까?

망원경 배열은 그룹 망원경 세트로 하나의 거인과 유사하게 기능하도록 배열 망원경. 이를 통해 천문학 자들은 더 높은 품질의 정보를 수집하여 희미한 신호에 매우 민감한 고해상도 데이터를 생성 할 수 있습니다.

결과적으로 VLA의 목적은 무엇입니까? 그만큼 VLA 다중입니다목적 전파 은하, 퀘이사, 펄서, 초신성 잔해, 감마선 폭발, 전파 방출 별, 태양과 행성, 천체 물리학 적 메이저, 블랙홀 및 대형을 구성하는 수소 가스를 포함하여 많은 천체를 조사 할 수 있도록 설계된 기기 부분

이를 고려하여 배열에 설치된 망원경을 사용하는 이점은 무엇입니까?

가장 큰 이점 거의 모든 유형의 날씨에서 낮과 밤으로 작동 할 수 있다는 것입니다. 그만큼 배열 또한 만들어 져야합니다 쪽으로 선택할 수있는 크고 정밀한 수십 개의 안테나 쪽으로 파장은 매우 낮은 에너지이기 때문입니다.


6 전파 망원경의 장단점

전파 망원경은 전파 방출을 감지하는 데 사용됩니다. 이러한 방출은 인공위성 또는 하늘의 자연물에서 발생할 수 있습니다. 그들은 방출에 초점을 맞춘 다음 증폭시켜 다른 장비가 수신 된 것을 분석 할 수 있도록합니다.

생각해야 할 전파 망원경의 장단점은 다음과 같습니다.

전파 망원경의 장점 목록

1. 그들은 우리의 연구 옵션을 확장합니다.
다른 망원경과 달리 전파 망원경은 천체의 먼지 나 파편에 의해 막히지 않습니다. 그들은 반사되거나 흡수되지 않고 이러한 물질을 통과 할 수 있습니다. 이를 통해 연구자들은 먼지 구름, 거대 가스 또는 유사한 물체 내에서 일어나는 일을 "볼"수 있습니다.

2. 우리는 우주를 더 많이 연구 할 수 있습니다.
우리 우주는 주로 수소로 구성되어 있습니다. 광대 한 우주에서 차가운 온도로 인해 가시 스펙트럼 내에서 수소가 방출되지 않습니다. 그러나 그것은 무선 스펙트럼에서 방출됩니다. 전파 망원경을 사용하면 이러한 방출을 조사하여 우주에 대해 더 많이 알 수 있습니다.

3. 그들은 지속적으로 작동 할 수 있습니다.
전파 망원경은 거의 모든 조건에서 작동 할 수 있습니다. 그들은 낮이나 밤에 작동합니다. 거의 모든 유형의 날씨에서 작동 할 수 있습니다. 즉, 지구가 회전했거나 폭풍이 들어 왔다고해서 연구를 중단 할 필요가 없습니다.

전파 망원경의 단점 목록

1. 새로운 전파 망원경을 건설 할 수있는 지역이 제한되어 있습니다.
우리의 많은 커뮤니케이션 형태는 전파를 기반으로합니다. 텔레비전, 전화, 라디오 방송국 및 위성은 모두 라디오 스펙트럼을 통해 정보를 보냅니다. 즉, 전파 망원경은 인구 중심이 거의없는 지역에서 사용할 수 있어야합니다. 대부분의 전파 망원경은 사막에서 만들어집니다.

2. 그들은 복잡한 구조를 가지고 있습니다.
전파 망원경은 실제로 단일 망원경 옵션 대신 수십 개의 크고 정밀한 안테나로 구성됩니다. 이것은 그들이 감지하는 무선 신호의 에너지가 매우 낮기 때문에 필요합니다. 즉, 어레이가 작동하려면 많은 토지 공간이 필요할 수 있습니다.

3. 메인 요리는 조향 할 수 없습니다.
수신 지점을 이동하려면 접시 대신 수신기를 이동해야합니다. 이를 위해서는 구형 디자인의 전파 망원경이 필요합니다.

이 전파 망원경의 장단점은이 기술이 우리가 우주를 탐험하는 데 도움이되었음을 보여줍니다. 그러나 비용이 들지 않는 이점은 없지만 대부분의 상황에서 쉽게 관리 할 수 ​​있습니다.


전파 망원경이 짧은 파장이 아닌 왜 이런 빅 데이터 문제가 있습니까? -천문학

우리는 은하수의 원반을 통해 볼 수 없는데, 그 반대편에 가까운 은하가 없다는 것을 어떻게 알 수 있습니까?

좋은 질문을하세요! 사실, 발견 된 지역 그룹의 가장 최근 은하는 궁수 자리 난쟁이 ( 노트 : 업데이트를 위해 끝까지 스크롤하십시오!) 1990 년대 후반, 은하수에 매우 가깝지만 지구상의 유리한 지점에서 그 뒤에 숨겨져있는 작은 은하입니다.

천문학 자들이 은하수 바로 뒤에있는 작은 은하의 존재를 추론하는 몇 ​​가지 방법이 있으며, 그들은 모두 당신이 말하는 이유 때문에 광학에서가 아닌 다른 파장을 보는 것을 포함합니다. 가시 광선은 다른 은하에서 우리에게 전달되지 않습니다 원반의 먼지에 흡수되기 때문입니다. 그러나 우리 눈은 볼 수 없지만 특별히 고안된 망원경으로 감지 할 수있는 긴 파장의 빛을 보면 이것은 큰 문제가 아닙니다. 사실, 빛의 파장이 길수록 은하수의 먼지에 의한 방해가 적고 전파 파장에서는 은하수로부터의 가려움이 전혀 없습니다! 따라서 은하수의 원반 반대편에있는 은하를 탐지하기위한 첫 번째 단계는 전파 망원경을 사용하여 은하수의 움직임과 다른 기체를 탐지하는 것입니다. 은하가 은하수에 너무 가까우면 작동하지 않습니다. 왜냐하면 그 움직임이 우리 은하의 가스 움직임과 섞여서 구분하기가 어려워지기 때문입니다. 처음에는 전파 망원경을 가진 궁수 자리 드워프). 또 다른 접근 방식은 적외선에서 작은 은하의 별을 감지하는 것입니다 (우리 눈이 볼 수있는 것보다 긴 파장이지만 전파보다 짧음). 걱정해야 할이 파장의 먼지가 약간 가려져 있지만, 민감한 망원경을 사용하면 우리 디스크 뒤에있는 다른 가까운 은하계에서 별을 찾을 수 있습니다.

우리가 아직 보지 못한 은하수 바로 뒤에 숨어있는 궁수 자리 드워프보다 더 작고 가까운 은하들이있을 수 있습니다. 그것들을 감지하는 것은 미래의 초 고감도 라디오 및 적외선 망원경에 대한 도전입니다!

최신 정보: 2003 년 11 월 4 일 보도 자료에서 천문학 자들은 은하수 원반 뒤에 숨어있는 새로운 은하를 발견했다고 발표했습니다. Saggitarius Dwarf : Canis Major보다 훨씬 더 가깝습니다. 우리는 여전히 가장 가까운 은하계 외계 이웃을 찾고 있습니다!

이 페이지는 2015 년 6 월 28 일에 마지막으로 업데이트되었습니다.

저자 정보

크리스틴 스펙 켄스

Kristine은 은하의 역학과 우주의 암흑 물질에 대해 우리에게 무엇을 가르 칠 수 있는지 연구합니다. 그녀는 2005 년 8 월 Cornell에서 박사 학위를 받았으며 2005-2008 년 Rutgers University의 Jansky 박사 후 연구원으로 재직했으며 현재 캐나다 왕립 군사 대학과 Queen 's University의 교수로 재직 중입니다.


6.4 전파 망원경

가시광 선과 적외선 외에도 천체의 전파도 지구 표면에서 감지 할 수 있습니다. 1930 년대 초, Bell Telephone Laboratories의 엔지니어 인 Karl G. Jansky는 알 수없는 소스에서 나오는 신비한 정전기 (무선 방사)를 만났을 때 장거리 무선 통신용 안테나를 실험하고있었습니다 (그림 6.17). 그는이 복사가 연속 된 날마다 약 4 분 일찍 가장 강해 졌다는 것을 발견했고 지구의 항성 자전주기 (우리가 별을 기준으로 회전하는 데 걸리는 시간)가 태양 일보다 4 분 더 짧기 때문에 복사는 반드시 be originating from some region fixed on the celestial sphere. Subsequent investigation showed that the source of this radiation was part of the Milky Way Galaxy Jansky had discovered the first source of cosmic radio waves.

In 1936, Grote Reber , who was an amateur astronomer interested in radio communications, used galvanized iron and wood to build the first antenna specifically designed to receive cosmic radio waves. Over the years, Reber built several such antennas and used them to carry out pioneering surveys of the sky for celestial radio sources he remained active in radio astronomy for more than 30 years. During the first decade, he worked practically alone because professional astronomers had not yet recognized the vast potential of radio astronomy.

Detection of Radio Energy from Space

It is important to understand that radio waves cannot be “heard”: they are not the sound waves you hear coming out of the radio receiver in your home or car. Like light, radio waves are a form of electromagnetic radiation, but unlike light, we cannot detect them with our senses—we must rely on electronic equipment to pick them up. In commercial radio broadcasting, we encode sound information (music or a newscaster’s voice) into radio waves. These must be decoded at the other end and then turned back into sound by speakers or headphones.

The radio waves we receive from space do not, of course, have music or other program information encoded in them. If cosmic radio signals were translated into sound, they would sound like the static you hear when scanning between stations. Nevertheless, there is information in the radio waves we receive—information that can tell us about the chemistry and physical conditions of the sources of the waves.

Just as vibrating charged particles can produce electromagnetic waves (see the Radiation and Spectra chapter), electromagnetic waves can make charged particles move back and forth. Radio waves can produce a current in conductors of electricity such as metals. An antenna is such a conductor: it intercepts radio waves, which create a feeble current in it. The current is then amplified in a radio receiver until it is strong enough to measure or record. Like your television or radio, receivers can be tuned to select a single frequency (channel). In astronomy, however, it is more common to use sophisticated data-processing techniques that allow thousands of separate frequency bands to be detected simultaneously. Thus, the astronomical radio receiver operates much like a spectrometer on a visible-light or infrared telescope, providing information about how much radiation we receive at each wavelength or frequency. After computer processing, the radio signals are recorded on magnetic disks for further analysis.

Radio waves are reflected by conducting surfaces, just as light is reflected from a shiny metallic surface, and according to the same laws of optics. A radio-reflecting telescope consists of a concave metal reflector (called a dish), analogous to a telescope mirror. The radio waves collected by the dish are reflected to a focus, where they can then be directed to a receiver and analyzed. Because humans are such visual creatures, radio astronomers often construct a pictorial representation of the radio sources they observe. Figure 6.18 shows such a radio image of a distant galaxy, where radio telescopes reveal vast jets and complicated regions of radio emissions that are completely invisible in photographs taken with light.

Radio astronomy is a young field compared with visible-light astronomy, but it has experienced tremendous growth in recent decades. The world’s largest radio reflectors that can be pointed to any direction in the sky have apertures of 100 meters. One of these has been built at the US National Radio Astronomy Observatory in West Virginia (Figure 6.19). Table 6.2 lists some of the major radio telescopes of the world.

전망대 위치 Description 웹 사이트
Individual Radio Dishes
Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST) Guizhou, China 500-m fixed dish fast.bao.ac.cn/en/
Arecibo Observatory 아레 시보, 푸에르토 리코 305-m fixed dish www.naic.edu
Green Bank Telescope (GBT) Green Bank, WV 110 × 100-m steerable dish www.science.nrao.edu/facilities/gbt
Effelsberg 100-m Telescope 독일 본 100-m steerable dish www.mpifr-bonn.mpg.de/en/effelsberg
Lovell Telescope 맨체스터, 영국 76-m steerable dish www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell
Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) Tidbinbilla, Australia 70-m steerable dish www.cdscc.nasa.gov
Goldstone Deep Space Communications Complex (GDSCC) Barstow, CA 70-m steerable dish www.gdscc.nasa.gov
Parkes Observatory Parkes, Australia 64-m steerable dish www.parkes.atnf.csiro.au
Arrays of Radio Dishes
Square Kilometre Array (SKA) South Africa and Western Australia Thousands of dishes, km 2 collecting area, partial array in 2020 www.skatelescope.org
Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) Atacama desert, Northern Chile 66 7-m and 12-m dishes www.almaobservatory.org
Jansky Very Large Array (VLA) Socorro, New Mexico 27-element array of 25-m dishes (36-km baseline) www.science.nrao.edu/facilities/vla
Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) Westerbork, the Netherlands 12-element array of 25-m dishes (1.6-km baseline) www.astron.nl/radio-observatory/public/public-0
Very Long Baseline Array (VLBA) Ten US sites, HI to the Virgin Islands 10-element array of 25-m dishes (9000 km baseline) www.science.nrao.edu/facilities/vlba
Australia Telescope Compact Array (ATCA) Several sites in Australia 8-element array (seven 22-m dishes plus Parkes 64 m) www.narrabri.atnf.csiro.au
Multi-Element Radio Linked Interferometer Network (MERLIN) Cambridge, England, and other British sites Network of seven dishes (the largest is 32 m) www.e-merlin.ac.uk
Millimeter-wave Telescopes
IRAM Granada, Spain 30-m steerable mm-wave dish www.iram-institute.org
James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) Maunakea, HI 15-m steerable mm-wave dish www.eaobservatory.org/jcmt
Nobeyama Radio Observatory (NRO) Minamimaki, Japan 6-element array of 10-m wave dishes www.nro.nao.ac.jp/en
Hat Creek Radio Observatory (HCRO) Cassel, CA 6-element array of 5-m wave dishes www.sri.com/research-development/specialized-facilities/hat-creek-radio-observatory

Radio Interferometry

As we discussed earlier, a telescope’s ability to show us fine detail (its resolution) depends upon its aperture, but it also depends upon the wavelength of the radiation that the telescope is gathering. The longer the waves, the harder it is to resolve fine detail in the images or maps we make. Because radio waves have such long wavelengths, they present tremendous challenges for astronomers who need good resolution. In fact, even the largest radio dishes on Earth, operating alone, cannot make out as much detail as the typical small visible-light telescope used in a college astronomy lab. To overcome this difficulty, radio astronomers have learned to sharpen their images by linking two or more radio telescopes together electronically. Two or more telescopes linked together in this way are called an interferometer .

“Interferometer” may seem like a strange term because the telescopes in an interferometer work cooperatively they don’t “interfere” with each other. Interference , however, is a technical term for the way that multiple waves interact with each other when they arrive in our instruments, and this interaction allows us to coax more detail out of our observations. The resolution of an interferometer depends upon the separation of the telescopes, not upon their individual apertures. Two telescopes separated by 1 kilometer provide the same resolution as would a single dish 1 kilometer across (although they are not, of course, able to collect as much radiation as a radio-wave bucket that is 1 kilometer across).

To get even better resolution, astronomers combine a large number of radio dishes into an interferometer array . In effect, such an array works like a large number of two-dish interferometers, all observing the same part of the sky together. Computer processing of the results permits the reconstruction of a high-resolution radio image. The most extensive such instrument in the United States is the National Radio Astronomy Observatory’s Jansky Very Large Array (VLA) near Socorro, New Mexico. It consists of 27 movable radio telescopes (on railroad tracks), each having an aperture of 25 meters, spread over a total span of about 36 kilometers. By electronically combining the signals from all of its individual telescopes, this array permits the radio astronomer to make pictures of the sky at radio wavelengths comparable to those obtained with a visible-light telescope, with a resolution of about 1 arcsecond.

The Atacama Large Millimeter/submillimeter array (ALMA) in the Atacama Desert of Northern Chile (Figure 6.20), at an altitude of 16,400 feet, consists of 12 7-meter and 54 12-meter telescopes, and can achieve baselines up to 16 kilometers. Since it became operational in 2013, it has made observations at resolutions down to 6 milliarcseconds (0.006 arcseconds), a remarkable achievement for radio astronomy.

Link to Learning

Watch this documentary that explains the work that went into designing and building ALMA, discusses some of its first images, and explores its future.

Initially, the size of interferometer arrays was limited by the requirement that all of the dishes be physically wired together. The maximum dimensions of the array were thus only a few tens of kilometers. However, larger interferometer separations can be achieved if the telescopes do not require a physical connection. Astronomers, with the use of current technology and computing power, have learned to time the arrival of electromagnetic waves coming from space very precisely at each telescope and combine the data later. If the telescopes are as far apart as California and Australia, or as West Virginia and Crimea in Ukraine, the resulting resolution far surpasses that of visible-light telescopes.

The United States operates the Very Long Baseline Array (VLBA), made up of 10 individual telescopes stretching from the Virgin Islands to Hawaii (Figure 6.21). The VLBA, completed in 1993, can form astronomical images with a resolution of 0.0001 arcseconds, permitting features as small as 10 astronomical units (AU) to be distinguished at the center of our Galaxy.

Recent advances in technology have also made it possible to do interferometry at visible-light and infrared wavelengths. At the beginning of the twenty-first century, three observatories with multiple telescopes each began using their dishes as interferometers, combining their light to obtain a much greater resolution. In addition, a dedicated interferometric array was built on Mt. Wilson in California. Just as in radio arrays, these observations allow astronomers to make out more detail than a single telescope could provide.

Longest Baseline (m) Telescope Name 위치 거울 상태
400 CHARA Array (Center for High Angular Resolution Astronomy) Mount Wilson, CA Six 1-m telescopes Operational since 2004
200 Very Large Telescope Cerro Paranal, Chile Four 8.2-m telescopes Completed 2000
85 Keck I and II telescopes Maunakea, HI Two 10-m telescopes Operated from 2001 to 2012
22.8 Large Binocular Telescope Mount Graham, AZ Two 8.4-m telescopes First light 2004

Radar Astronomy

Radar is the technique of transmitting radio waves to an object in our solar system and then detecting the radio radiation that the object reflects back. The time required for the round trip can be measured electronically with great precision. Because we know the speed at which radio waves travel (the speed of light), we can determine the distance to the object or a particular feature on its surface (such as a mountain).

Radar observations have been used to determine the distances to planets and how fast things are moving in the solar system (using the Doppler effect, discussed in the Radiation and Spectra chapter). Radar waves have played important roles in navigating spacecraft throughout the solar system. In addition, as will be discussed in later chapters, radar observations have determined the rotation periods of Venus and Mercury, probed tiny Earth-approaching asteroids, and allowed us to investigate the mountains and valleys on the surfaces of Mercury, Venus, Mars, and the large moons of Jupiter.

Any radio dish can be used as a radar telescope if it is equipped with a powerful transmitter as well as a receiver. For many years, the most spectacular facility in the world for radar astronomy was the 1000-foot (305-meter) telescope at Arecibo in Puerto Rico (Figure 6.22). The Arecibo telescope was too large to be pointed directly at different parts of the sky. Instead, it was constructed in a huge natural “bowl” (more than a mere dish) formed by several hills, and it was lined with reflecting metal panels. A limited ability to track astronomical sources was achieved by moving the receiver system, which was suspended on cables 100 meters above the surface of the bowl. Unfortunately, the telescope was seriously damaged in the powerful storms of 2020 and had to be decommissioned. An even larger (500-meter) radar telescope has recently gone into operation in China and is called the Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST).


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