Agnieszka Janiuk Czym się zajmuje radioastronomia?

Czym się zajmuje
radioastronomia?
Agnieszka Janiuk
CFT PAN
18.03.2015
Kunert-Bajraszewska M. & Janiuk, A.; ApJ, 2011, 736, 125
Dr Magda Kunert-Bajraszewska i radioteleskop CA UMK w
Piwnicach pod Toruniem
Plan wykładu
Radioastronomia i radioteleskopy
●Po co jest interferometria?
●Krótka historia radiowej interferometrii
●Interferometria optyczna vs. radiowa – różnice
●Badania naukowe stosujące techniki
interferometrii radiowej
●Sieci interferometryczne – obecne i planowane
●
Co to jest radioastronomia?
Radioastronomia zajmuje sie badaniem promieniowania radiowego
źródeł kosmicznych.
Zakres długości fali (częstotliwości) radiowych jest z grubsza
określony przez 3 czynniki: przepuszczalność atmosfery, dostępną
technologię oraz fundamentalne ograniczenia wynikające z szumu
kwantowego.
Te czynniki wyznaczają granicę między astronomią radiową a
astronomią w dalekiej podczerwieni na częstotliwości nu=1 THz (1
THz 1012 Hz) i długości fali lambda = c/nu = 0.3 mm, gdzie c=3x1010
cm s−1 jest prędkością światła w próżni.
Jonosfera ziemska uniemożliwia prowadzenie obserwacji naziemnych
na częstotliwościach poniżej 10 MHz (30 m).
Okna atmosferyczne
Okna atmosferyczne
Atmosfera Ziemi absorbuje promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie długości
fali w podczerwieni, ultrafioletu, rentgenowskim oraz gamma, istnieją zatem tylko dwa
okna, w zakresie widzialnym oraz radiowym, odpowiednie dla astronomicznych
urządzeń naziemnych. Okno widzialne jest dosyć wąskie w sensie logarytmu
częstotliwości (długości fali); obejmuje zakres promieniowania termicznego ciała
doskonale czarnego o temperaturze od T=3000 K do T=10000 K.
Ponieważ światło widzialne można obserwować bez pomocy instrumentów, dawniej
astronomia obserwacyjna ograniczała się do obiektów widocznych w świetle
widzialnym — głównie gwiazd, ich gromad I galaktyk, a także gorącego
zjonizowanego gazu (np., mgławica Oriona widoczna gołym okiem, jako rozmyty
obłok w pasie Oriona, podczas ciemnych nocy), oraz obietów odbijających światło
gwiazd (planety I księżyce).
Znając widmo promieniowania ciała doskonale czarnego, astronomowie 100 lat temu
poprawnie przewidzieli, że gwiazdy mające widma zbliżone do 'blackbody' powinny
być niezmiernie słabe w zakresie radiowym, a dalej błędnie założyli, że nie będzie
innych niż gwiazdy źródeł promieniowania radiowego w kosmosie. W konsekwencji,
astronomowie zaniedbali rozwój radioastronomii, aż do chwili gdy kosmiczne
promieniowanie radiowe zostało przypadkowo odkryte w 1932 roku I zarejestrowane
przez inżynierów.
Odkrycie kosmicznego
promieniowania radiowego
W latach 1920-tych firma Bell Telephone zaoferowała polaczenia
telefoniczne przez Atlantyk, możliwe dzięki "krótkofalowej" (15 m) transmisji
radiowej. Naturalny sygnał radiowy znacznie interferował z tymi
transmisjami, zatem Bell Telephone Laboraties poleciło swojemu
młodemu inżynierowi elektrykowi zbadanie przyczyn. Karl Jansky
zbudował specjalną antenę, aby monitorować sygnał radiowy na 20.5 MHz.
Produkowała ona wiązkę promieni w pobliżu horyzontu i mogła obracać
się wokół azymutu (kąt mierzony od północy na wschód wzdłuż horyzontu).
Jansky odkrył, że większość sygnału jest generowana przez burze
tropikalne. Dodatkowo znalazł statyczny "szum" którego siła rosła I spadała
w okresie dobowym, 23 godzin I 56 minut. Stwierdził że jest to długość
doby gwiazdowej (in. “syderycznej”, okres obrotu Ziemi w układzie
odniesienia nieruchomych gwiazd), dedukując, że źródło szumu znajduje
się poza Układem Słonecznym. Zidentyfikował kierunek najsilniejszej emisji
jako centrum Galaktyki. Wyniki opublikował w artykule “Electrical
Disturbances of Apparently Extraterrestrial Origin" (Jansky, K. J. 1933,
Proc. IRE, 21, 1387).
Karl Jansky
pokazujący rejon w
plaszczyźnie Galaktyki
z którego pochodzi
silny kosmiczny szum
Radioteleskop Grote'a
Reber'a w ogródku w
Wheaton, IL. Reflektor
paraboliczny ma średnicę
ok. 10 m. Jego oryginalny
teleskop został
rozmontowany I złożony
ponownie w muzeum przy
obserwatorium NRAO w
Green Bank, WV.
Grote Reber przy odbiorniku radiowym.
Pierwszy I przez wiele lat jedyny na świecie radioastronom,
który w 137 roku zbudował antenę radiową w celu rejestracji
sygnałów z kosmosu
Jakie procesy fizyczne ograniczają okno radiowe?
W limicie wysokich częstotliwości, drgania molekuł takich jak CO2, O2, i H2O mają energie
E=hnu (gdzie stała Planck'a h= 6.62610−27 erg s) porównywalne z energiami fotonów
średniej podczerwieni, zatem cząsteczki pochłaniają większosć promieniowania
podczerwonego.
Drgania rotacyjne cząsteczek atmosfery na niższych energiach mją znaczenie w dalekiej
podczerwieni \. Naziemna radioastronomia jest mocno zakłócana na częstotliwościach
poniżej 300 MHz (długość fali lambda > 1 m) przez zmienną refrakcję w jonosferze,
proporcjonalną do lambda2. Kosmiczne fale radiowe o częstotliwościach poniżej 10 MHz
(lambda > 30 m) są odbijane przez jonosferę Ziemi.
Fotony ultrafioletowe mają energie bliskie energii wiązania elektronów na zewnętrznych
powłokach w atomach, zatem przejścia atomowe odpowiadają za nieprzezroczystość
atmisfery w zakresie ultrafioletu. Przejścia elektronowe I jądrowe na wyższych energiach
odpowiadają za absorpcję promieni X I gamma. Ponadto, rozpraszanie Rayleigha na pyle
atmosferycznym w zakresie fal widzialnych I ultrafioletowych, powoduje, że niebo za dnia
jest jasne I uniemożliwia dokonywanie obserwacji optycznych w dzień. Fale radiowe są
dużo dłuższe niż rozmiar ziaren pyłu atmosferycznego, zaś Słońce nie jest specjalnie jasne
w zakresie radiowym, zatem niebo radiowe jest zawsze ciemne I obserwacji można
dokonywać przez całą dobę.
Jakie procesy fizyczne ograniczają okno radiowe?
Atmosfera nie jest doskonale przezroczysta dla częstotliwości radiowych.
(1) Nieprzezroczystość suchego powietrza wynika z rotacji cząsteczek. Jest niewielka (tau~0.01) I
prawie nie zależy od częstotliwości
(2) Tlen cząsteczkowy (O2): drgania rotacyjne, w których fale radiowe są absorbowane. Kompleks
linii widmowych tlenu jest źródłem bardzo dużej nieprzezroczystości w zakresie 60 GHz (tau_z>>1)
I uniemożliwia obserwacje pomiędzy 52 GHz a 68 GHz.
(3) Aerozole są małymi kropelkami wody (promień 0.1 mm) zawieszonymi w chmurach. Są
mniejsze od długości fali na 120 GHz (2.5 mm), więc ich emisja I absorpcja może być opisana
przybliżeniem Rayleigh'a, proporcjonalna do lambda−2.
(4) Silne linie pary wodnej na nu=22.235 GHz są poszerzone ciśnieniowo do szerokości delta(nu) =
4 GHz. Nieprzezroczystość pary wodnej występuje w zakresie radiowym I podczerwieni. W
zakresie radiowym, jest proporcjonanla do nu2. Zarówno nieprzezroczystości w kontinuum jak I w
liniach są wprost proporcjonalne do gęstosci kolumnowej pary wodnej (pwv) wzdłuż linii widzenia w
atmosferze. Wyraża się ją w jednostkach długości (czyli 1 cm) a nie gęstości (czyli, 1 g cm −2), ale
jest to równoważne, ponieważ gęstość wody w jednostkach cgs wynosi 1.
Gęstość kolumnowa pary
wodnej 1 cm,
55% pokrycia nieba
chmurami
Temperatura powietrza
przy powierzchni Ziemi
T=288 K=15 C.
Całkowita
nieprzezroczystość w
zenicie (linia ciągła) jest
sumą kilku składników
(Leibe, H. J. 1985, Radio
Science, 20, 1069):
Nieprzezroczystość atmosfery w zenicie, w typową letnią noc w obserwatorium Green Bank.
Nieprzezroczystość zmniejsza rejestrowaną moc promieniowania źródła kosmicznego o czynnik
exp(−tau). Nieprzezroczystość suchego powietrza i tlenu jest prawie stała, zaś wkład od pary wodnej
I 'aerozoli' (kropelki wody w chmurach) bardzo sie zmienia w zależności od pogody.
Absorpcja I szum atmosferyczny
Częściowo absorbująca atmosfera nie tylko osłabia dochodzące promieniowanie
radiowe; emituje również szum radiowy, który może znacznie obniżyć czułość
naziemnych urządzeń. Jeśli całkowita nieprzezroczystość wynosi tau, to
przezroczystość atmosfery wynosi exp(−tau) zaś emisja atmosfery o
temperaturze T dodaje szum o temperaturze deltaTs=T(1−exp(−tau)).
Radioastronomowie używają kTs=Pnu, gdzie stała Boltzmanna to
k= 1.38x10−16 erg K−1, jako wygodnej miary mocy szumu na jednostkę szerokości
pasma.
Temperatura szumu jest zazwyczaj dużo niższa od temperatury atmosfery,
T~300 K, zatem szum dodany przez emisję atmosferyczną obniża czułość
urządzeń dużo bardziej niż czysta absorpcja. Na przykład, emisja pary wodnej w
ciepłej i wilgotnej atmosferze latem w Green Bank, WV, wyklucza precyzyjne
obserwacje w zakresie linii o częstotliwości 22 GHz (1 GHz = 10 9 Hz). Zimą, w tej
miejscowości może być sucho i chłodno, co pozwala na prowadzenie obserwacji
w zakresie do 115 GHz.
Atacama Large Millimeter Array (ALMA) powstaje na wysokości 5000 m, na suchej
pustyni niedaleko Cerro Chajnator w Chile, gdzie jest niska nieprzezroczystość
atmosfery i obserwacje możliwe do 1 THz.
Teleskopy
Oko ludzkie:
Średnica 2-8 mm
Ogniskowa 14-17 mm
zdolność rozdzielcza 1'
Teleskopy
- refraktory (np. 1609, Galileusz), wykorzystują prawo załamania
światła
- reflektory (Newton): wykorzystują prawo odbicia
Lustra sferyczne wykazują aberrację, lustra paraboloidalne skupiają
wiązkę równoległą w jednym punkcie
Typowe własności reflektorów:
Mogą być skierowane w dowolny
punkt na niebie
Mają ruchome tarcze, umożliwiające
śledzenie ruchu własnego źródła
Promieniowanie jest odbijane (przez
metalową powierzchnię)
i ogniskowane
Wymagana gładkość powierzchni
zależy od długości fali
Dipol w ognisku (system Newtona
lub Cassegrain'a)
Słaby sygnał jest wzmacniany
Charakterystyka czułości:
maksymalna w kier. Prostopadłym do
anteny
Interferometr: dodatkowe “listki” w
kierunku równoległym
Dyfrakcja, zbiorcza
zdolność anteny
Głowny prążek dyfrakcyjny jest
chrakteryzowany przez
Szerokość połówkową – jest to
teoretyczna zdolność rozdzielcza
θ = 1.22 λ / D [rad]
(boczne prążki są również obecne!)
Dla teleskopu D=60 cm I światła
widzialnego, lambda = 5500 A
theta=0''.2
Dla D=300 m, lambda = 0.7 mm
Theta = 10'
Wzór dyfrakcyjny
Kąt bryłowy Ω = λ / A
Antena zbiera G = 4π / Ω
2
Rola rozmiarów radioteleskopu
Moc zbierana przez radioteleskop P ~ Sν A Δν
-> warto mieć dużą powierzchnię zbierającą (I w miarę możliwości
szerokie pasmo)
Rozdzielczość kątowa (szerokość prążka pierwotnego) to θ ~ λ / D
-> duże teleskopy mają lepszą rozdzielczość
Jednak techniczne I finansowe ograniczenia przy D ≈ 100 m
uniemożliwiają konstrukcję w pełni sterowalnych tarcz (Green Bank
Telescope, Effelsberg)
Większe radioteleskopy są albo niesterowalne (Arecibo: D=305 m
powierzchni sferycznej), lub są interferometrami.
Interferometria
Interferometr dwu-płytowy (two-slit) (Young)
Interferometria w astronomii optycznej: Michelson (1891) – księżyce
Jowisza
Dwa promienie światła są łączone w teleskopie
Jeśli rozmiar kątowy gwiazdy jest „mały”,
To wzór interferencyjny składa się z jasnych I
ciemnych prążków
D – średnica apertury płyty
B – odległość między płytami
Widzialność prążka =
(jasność maksimów – jasność minimów)/
(jasność maksimów + jasność minimów)
Schemat interferometru dwuelementowego
Gdy położenie źródła
zmienia się (np, wskutek
rotacji Ziemi),
Opóźnienie czasowe między
nadejściem frontu fali do
obydwu anten zmienia się.
Kątowa zdolność rozdzielcza
będzie wtedy
θ~λ/B
B= 30 km (VLA) ->
theta=0.''01
B (baza)
B= rozmiar Ziemi (VLBI) →
theta=0.''0001
Rozwój interferometrii
radiowej: kamienie milowe
Interferometr nadmorski (Australia, 1946)
Interferometr Jodrell Bank (UK, 1958)
Green Bank Interferometer (USA, 1964)
Very Long Baseline Interferometry (VLBI) (USA, Canada, 1967)
Westerbork Synthesis Radio Telescope (The Netherlands,
1974)
Very Large Array (VLA) (USA, 1978)
Australia Telescope Compact Array (1989)
Very Long Baseline Array (VLBA) (USA, 1990)
Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) (India, 1997)
HALCA space VLBI satellite (Japan, 1997-2005)
LoFAR (ASTRON, the Netherlands; budowa 2006-2012)
SKA (Square Kilometer Array, Australia & South Africa;
planowane na 2020)
Interferometria radiowa: początki
Technika opracowana w Australii i Wielkiej Brytanii od lat 1940-tych
Pierwszy interferometr na klifie nadmorskim (1946)
Odbijanie od powierzchni morza
a – baza interferometru
theta – kąt padania wiązki światła
d = a sin(theta)
d=n lambda → wzmocnienie sygnału
d = (n+1/2) lambda → wygaszenie sygnału
e-VLBI
Pierwszy obraz z
sieci
EVN
28 Apr 2004
~ 2 hours
Onsala (SE),
Jodrell Bank (UK),
Westerbork (NL)
Transfer danych
przez kable
obtyczne do
korelatora JIVE
Transport 32
Mbit/s
Interferometria radiowa vs. optyczna
W interferometrach optycznych promienie światła bezpośrednio
interferują i tworzą wzór prążków.
Interferometry radiowe są zasadniczo inne.
Dochodzące promieniowanie jest mieszane z sygnałem lokalnego
oscylatora.
Metoda ta pozwala na wzmocnienie, digitalizację, magazynowanie,
przenoszenie I korelowanie z sygnałami przychodzącymi z innych
teleskopów.
Długości fali są dużo większe w radio (czynnik of 10 -10 )
→ trudność z punktu widzenia rozdzielczości pojedynczego teleskopu ...
Ale: baza w radio może być dużo większar (> średnica Ziemi, SVLBI)
→ najwyższa rozdzielczość w astronomii (sub-mas)
3
6
Atmosfera: mniej groźna w radio
Skala koherencji atmosferycznej > rozmiar anteny
Skala czasowa zmienności ~min (radio) vs. ms (optyka)
→ możliwość kalibracji fazy w radio (z pobliskim zwartym źródłem)
Astronomia w oknie radiowym
Okno radiowe jest niezwykle szerokie, obejmuje pięć dekad częstotliwości (od 10
MHz do 1 THz) i długości fali. Ma to konsekwencje naukowe i praktyczne:
Duża różnorodność źródeł kosmicznych, promieniowanie termiczne I nietermiczne,
mechnizmy powstawania I propagacji tego promieniowania
Duża różnorodność radioteleskopów i technik obserwacyjnych używanych do
efektywnego pokrycia całego zakresu widma radiowego
Radioteleskopy i Interferometry
Teleskopy o bardzo dużych średnicach D są potrzebne do dobrej
rozdzielczości katowej przy dużych długościach fali. Z drugiej strony, duże
interferometry obejmujące D=104 km są praktyczne i można je budować
osiągając dużą precyzję (tj., teleskopy o małym błędzie,
sigma<lambda/16).
Paradoksalnie, najmniejsza kątowa rozdzielczość do obrazowania
słabych I złożonych źródeł może być osiągnięta w dużych długościach fali
(radio), na krańcu widma elektromagnetycznego. Interferometry
umożliwiają ponadto bardzo precyzyjną astrometrię ponieważ
pozycjonowanie interferometryczne zależy od zmierzonego opóźnienia
czasowego między teleskopami, a nie od błędów mechanicznego
nakierowania teleskopów: zegary są dokładniejsze od linijek.
Teleskop o średnicy D=100 m w Green Bank (GBT) w West Virginia jest największym ruchomym
urządzeniem na planecie, I waży 16 millionów funtów (7x10 6 kg), jednak odchylenie rms jego
powierzchni od idealnej paraboloidy wynosi jedynie ~0.3 mm, tyle ile grubość trzech kartek papieru.
Konfiguracja o wymiarach 1 km Very Large Array (VLA) złożona z 27 25-metrowych
teleskopów zlokalizowanych na półpustyni San Augustin w New Mexico na wysokości
7,000 stóp (około 2100 m). Poszczególne tarcze mogą się poruszać w zakresie D= 1, 3.4,
11, lub 36 km, aby syntezować aperturę o tych średnicach i uzyskać rozdzielczość kątową
od 45 arcsec na nu=1.4 GHz przy najmniejszej konfiguracji, do 0.04 arcsec na nu=43 GHz
przy największej. Coherentne (zachowujące fazę) wzmocnienie umożliwia składanie
sygnałów z teleskopów z każdym spośród 26 pozostałych, bez utraty czułości, co jest
konnieczne ddo uzyskania dokładnych obrazów słabych, rozciągłych źródeł
Sieć Very Long Baseline Array
(VLBA) 10 25-metrowych
teleskopów, obejmująca 8000
km od St. Croix, VI do Mauna
Kea, HI zapewnia kątowa
rozdziielczość 0.00017 arcsec,
przekraczając rozdzielczość
teleskopu Hubble Space
Telescope o dwa rzędy
wielkości
Naukowe cele (VLBI)
Astrofizyka
• aktywne jądra galaktyk, obrazowanie bliskich okolic
supermasywnych czarnych dziur
• masery (galaktyczne I pozagalaktyczne)
• radiowe mgławice, supernowe
• dżety w mikrokwazarach
Astrometria
• definiowanie I zagęszczanie układu odniesienia na sferze niebieskiej
(ICRF)
Geodezja/geofizyka
• ziemski układ współrzędnych
• orientacja I rotacja ziemi (długość doby)
• ruch płyt tektonicznych
Badania kosmiczne
• śledzenie misji kosmicznych (Huygens, SMART-1)
Okno radiowe było używane przez astronomów zanim możliwe stały się obserwacje
w innych długościach fal, dzięki teleskopom wynoszonym ponad atmosferę.
Wczesna radioastronomia była dziedziną przełomowych odkryć. Odsłoniła istnienie
"równoległego wszechświata" nieznanych wcześniej źródeł, albo takich, których
astronomowie optyczni nie umieli odróżnić od gwiazd.
Wśród największych odkryć radioastronomii są:
Nietermiczne promieniowanie z naszej Galaktyki I wielu innych źródeł
astronomicznych
●
Gwałtownie zmienny wszechświat radiogalaktyk I kwazarów, w których rezydują
supermasywne czarne dziury
●
●
Kosmologiczna ewolucja radiogalaktyk I kwazarów
Termiczna emisja w liniach atomów, jonw i cząsteczek zimnego gazu
międzygwiazdowego
●
●
Koherentna Emisja linii maserowych z międzygwiazdowych jonów i molekuł
●
Koherentna emisji kontinuum gwiazd i pulsarów
●
Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła
●
Dowody na istnienie ciemnej materii, dedukowane z krzywych rotacji galaktyk (HI)
●
Planety pozasłoneczne
Niektóre cechy tego równoległego wszechświata to:
Jest często gwałtowny. Wskazuje na zachodzenie wysokoenergetycznych I
wybuchowych zjawisk w radiogalaktykach, kwazarach, supernowych,
pulsarach, w przeciwieństwie do stałego strumienia swiatła smitowanego przez
większość widzialnych gwiazd.
Wypełniony obiektami zasilanymi grawitacją, a nie dzięki fuzji termojądrowej,
która jest podstawowym źródłem energii widzialnych gwiazd
Kosmologicznie odległy. Większość obiektów radiowych jest poza naszą
galaktyką. Ewoluowały one na tyle silnie w skali kosmologicznej, że widzimy je
w perspektywie czasowej porównywalnej z wiekiem wszechświata.
Może być bardzo zimny. Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła dominuje
w elektromagnetycznej emisji wszechświata, ale jego temperatura blackbody
T=2.7 K mieści je w zakresie radiowym I dalekiej podczerwieni. Zimny gaz
międzygwiazdowy emituje linie widmowe w zakresie radiowym.
Z rozwojem astronomii w przestrzeni kosmicznej, mamy dostęp do całego widma
elektromagnetycznego. Wiele źródeł odkrytych przez radioastronomów można
badać teraz w innych długościach fali, a nowe obiekty odkryte przez satelity (np.
Błyski Gamma) można obserwować też w zakresie radiowym. Radioastronomia
nie jest już odrębną dziedziną; jest jednym z elementów astronomii
“szerokopasmowej”.
Widmo elektromagnetyczne wszechświata (Dwek, E., & Barker, M. K. 2002, ApJ, 575, 7). Jasność I na
logarytm częstosci (lub długości fali) jest ppokazana jako funkcja logarytmu długości fali. Najwyższy pik
odpowiada najbardziej energetycznemu zakresowi widma.
Jądro galaktyki Drogi
Mlecznej obserwowane
przez VLA na 1.3 cm I
zobrazowane z
rozdzielczością kątową
0.1 arcsec (Zhao, J.-H.,
& Goss, W. M. 1998,
ApJ, 499, L163). Sgr A*,
jasne nierozdzielone
źródło radiowe w
centrum zdjęcia,
zawiera czarną dziurę
(3.7x106 mas Słońca).
Słońce widziane na 4.6 GHz w
sieci VLA, z rozdzielczością 12
arcsec, czyli ok. 8400 km na
powierzchni Słońca.
Najjaśniejsze obszary
(czerwone) mają temperaturę
jasnościową Tb=106 K I
pokrywają się z plamami
słonecznymi. Zielone pola są
chłodniejsze I oznaczają
obszary gdzie atmosfera Słońca
jest bardzo gęsta. Na tej
częstości radiowej powierzchnia
Słońca ma średnią temperaturę
T=3x104 K, zaś niebieskie
obszary są jeszcze chłodniejsze.
U dołu niebieski pas to tzw.
“kanał” w którym atmosfera
Słońca jest bardzo cienka.
Słońce w zakresie radiowym jest
większe od widzialnego: brzeg
tarczy (limb) na obrazie
radiowym znajduje się około
20000 km ponad brzegiem
optycznym.
Termiczna emisja Księżyca na lambda =850 mikrometrów.
Radarowy obraz Wenus o
rozdzielczości ok. 3 km.
Mozajka z obrazów z
satelity Magellan jest
ppodstawą obrazka.
Przerwy nie objjęte danymi
z Magellana zostały
wypełnione danymi z
naziemnych teleskopów w
Arecibo oraz neutralnym
(głównie w pobliżu bieguna
południowego).
Kompozytowy obraz
przeprocesowano aby
poprawić kontrast I
uwypuklić małe formy, oraz
różnice wysokości na
powierzchni planety
Obraz Jowisza z VLA.
Nie wygląda jak dysk planety.
Większosć emisji radiowej pochodzi
z promieniowania
synchrotronowego emitowanego
przez elektrony w polu
magetycznym planety
Międzygwiazdowy gaz w naszej Galaktyce emituje linie widmowe oraz szum w
kontinuum. Neutralny wodór (HI) jest obecny w dysku. Jasność w linii lambda=21 cm
struktury nadsubtelnej na nu=1420.4 MHz jest proporcjonalna do gęstości kolumnowej
wodoru HI wzdłuż linii widzenia I jest niezależna od temperatury gazu. Nie ma na nia
wpływu absorpcja przez pył, więc możemy obserwować wodór HI w Galaktyce oraz w
innych pobliskich galaktykach.
Czerwony kolor oznacza dużą gęstość kolumnową wodoru HI column density, zaś niebieski I
czarny to obszary gdzie jest niewiele wodoru. Obrazek jest wycenrowany na środek naszej
Galaktyki, długość galaktyczna rośnie w lewo. Niektóre pętle kryją pozostałości po
supernowych.
Cassiopeia A (Cas A) jest
pozostałością po supernowej,
która wybuchła ponad 300 lat
temu w naszej Galaktyce, w
odległości około 11,000 lat
świetlnych. Jej nazwa pochodzi
od konstelacji w której widoczny
jest obiekt: królowa Kasjopeja.
Eksplozja supernowej nastąpiła
po zakończeniu życia masywnej
gwiazdy zaś Cas A jest
ekspandujacą powłoką materii
która została wyrzucona w
wybuchu. Obraz kompozytowy
powstał dzięki danym z VLA na
trzech częstotliwościach: 1.4,
5.0, i 8.4 GHz. Wyrzucona
materia jest widoczna jako jasne
filamenty.
Kompozytowy obraz
Mgławicy Krab, złożony z
obrazów w zakresie X-ray
(niebieski), optycznym
(zielony), i radiowym
(czerwony). Pulsar
znajdujący się w centrum
to jasny punkt.
Obraz VLA w wysokiej rozdzielczości radioźródła Cygnus A.
Najsilniejsze pozagalaktyczne źródło radiowe na niebie to galaktyka Cygnus A. W
1954 roku zidentyfikowano je z odległym obiektem (redshift z=0.057, odpowiadający
odległości d=240 Mpc I czasowi wstecz około 700 millionów lat). Źródło jest
niezwykle jasne (całkowita jasność to 1045 erg s−1=1038 W). Rozmiary kątowe
obiektu, około 100 arcsec, implikują rozmiar liniowy 100 kpc, który jest znacznie
większy od galaktyki macierzystej zbudowanej z gwiazd. Źródłem energii nie są
gwiazdy. Energia grawitacyjna, uwalniania dzięki akrecji materii na supermasywną
czarną dziurę (M=109 Msun) zasila to I inne jasne radioźródła pozagalaktyczne.
Obraz kwazara 3C 273 z
teleskopu HST (szary)
wraz z konturami
radiowymi, nałożonymi na
optyczną emisję dżetu
Jasne radioźródło 3C 273 zostało zidentyfikowane jako pierwszy kwazar na jeszcze
większym redshifcie, z=0.16. Kwazary te są radiogalaktykami w szczególnie aktywnym
etapie życia, gdy światło widzialne z obszaru w pobliżu centrum (czarnej dziury)
przekracza o wiele rzędów wielkości blask galaktyki macierzystej I kwazar wygląda jak
jedna jasna gwiazda.
Kwazary
Odkryte w latach 1960-tych
Quasi-Stellar Radiosources
Obecnie znamy ich
ok. 200 000 (dzięki SDSS)
Około 10% z nich jest
radiowo głośnych
Allan Sandage
Matthews T., Sandage A., et al.
(1963, ApJ): Optical identification of
3C 48
Schmidt M. & Oke B. (Nature, 1963):
Z=0.158 in 3C 273
3C 273 – obraz z
Teleskopu Hubble'a
Skąd kwazary czerpią energię?
Kwazary świecą w całym
zakresie widma, od IR do X.
(także Radio i Gamma)
Jasność kwazara może 100krotnie przewyższać jasność
Galaktyki
Szybka zmienność blasku w
czasie ogranicza rozmiar
świecącego obszaru do skali
Układu Słonecznego
Akrecja na czarną dziurę:
najwydajniejszy proces
produkcji energii
Ep=GMm/R
eta=Ep/mc2 = GM/Rc2
Kwazar
PKS 1127-145, obraz z Chandry
(Siemiginowska i Bechtold,
2000).
Widoczny dżet wielkoskalowy o
rozmiarach miliona lat św.
SS 433 – pierwszy odkryty
mikrokwazar (Margon et
al., ApJ, 1979).
Obraz z satelity Chandra
Rentgenowski układ podwójny,
wewnątrz pozostałości po
supernowej W50, w gwiazdozbiorze
Orła. Prędkość dżetu ~ 0.26c;
precesja z okresem 162 dni
SS 433
Dżet w SS433: obserwacje z VLBA w
pasmie 1.5 GHz (Rupen i in. 2004)
Obserwacja na fali 20 cm oraz
mapka rentgenowska: mgławica
zasilana przez dżet
(Murata i Shibazaki 1996)
“Mikrokwazary są
układami z czarną dziurą
o masie gwiazdowej,
które w naszej
Galaktyce, w mniejszej
skali, ujawniają wiele
cech
charakterystycznych dla
kwazarów.
Ich odkrycie otwiera
nowe możliwosci
zrozumienia w jaki
sposób akrecja materii
na czarną dziurę jest
powiązana z produkcją
relatywistycznych dżetów
obserwowanych w
odległych kwazarach.”
Mirabel & Rodriguez,
1998, Nature
Hallo!
I was finally able to get clear information about the earliest times of
Cambridge radio astronomy. The initial observing site was a 'Rifle
range' near the home of Martin Ryle just off Grange Road. . The1 C (fig
002) 2C and 3C surveys (fig 127) were made there. The 2C and 3C surveys
were made with 4 parabolic trough antennas at 159 MHz in various
combinations as interferometers, Later, when money came from the Mullard
company the site was at Lords Bridge some 10 km away from Cambridge.
There the 4C survey at 178MHz was made at Lords Bridge. Tony Hewish had
his scintillation arraythere that discovered pulsars. The 4C antenna was
used for the first real aperture synthesis by Neville & Ryle.
I hope you can use these pictures. In case you need more about the 178
MHz 4C antenna I can give you copies.
Sincere greetings,
Richard Wielebinski
Odkrycie pulsarów
Anthony Hewish : laureat nagrody
Nobla z fizyki (1974, wraz z
Martinem Ryle) a wcześniej
medalu Eddingtona (1969)
PSR B1919+21:
pierwszy radiowy pulsar odkryty w
listopadzie 1967 roku
Okres pulsacji 1.3373 sekundy
Jocelyn Bell Burnell (w roku
1962), odkrywczyni pierwszego
pulsara.
Okładka płyty “Unknown Pleasures” zespołu Joy
Division, wydanej w 1979 roku, przedstawia pulsy
PSR B1919+21