Radioastronomie Radioteleskopy Radiointerferometrie

Úvodní poznámky 1931 – Karl Jansky (Bellovy laboratoře), vývoj transatlantické bezdrátové komunikace, na 14,6 m (20,5 MHz) pozoroval rádiové zdroje z vesmíru (jádro Galaxie), 1937 – Grote Reber navázal na Janského, pozoroval na 1,87 m (160 Hz), II. světová válka – rychlý vývoj elektrotechniky pro rádiovou komunikaci (radar ...), zdrojem radiových signálů jsou netermické zdroje (pulsary, quasary, reliktní záření)

Rádiové okno Spodní mez Horní mez Zemská atmosféra je velmi dobře propustná v rozsahu 0,3 mm (1,5 THz) – 20 m (15 THz) Spodní mez rotační absorpční spektrum molekul v troposféře (0-11 km), H2O (1,35 cm), O2 ( silné absorpční čáry v základním elektronovém stavu na 5 mm) Horní mez absorpce volnými elektrony v ionosféře (frekvenční mez plazmy), závisí na hustotě elektronů a mění se v průběhu dne, podle sluneční aktivity + lidské zdroje (GSM apod.)

Vliv Atmosféry Parciální tlak plynu Refrakční vlivy v oblasti cm a mm vlivy absorpční v troposféře, mraky a pára rozptylují a pohlcují na 6 GHz (1,5 dB), při zenitu pokles o 0,2 dB, při vyšších frekvencích absorpce roste (vodní páry), ozon (67,36 GHz a výše), využití při radiodetekci přítomnosti vody v Atmosféře na 183 GHz, ve výškách blízkých hladině moře se používá radar 22,235 GHz (meteorologické radary) Parciální tlak plynu pro suchý plyn (N2 + O2) H ~ 8 km, pro vodní páry H ~ 2 km (pokles na 1/e=37% tlaku na hladině moře) pozemní observatoře má smysl stavět ve výškách h>H(voda), čili nad 3 km. Refrakční vlivy vliv změny indexu lomu v Atmosféře

Zářivý výkon a jas Radiační přenos Termodynamická rovnováha infinitezimální zářivý výkon jednotka zářivého jasu celkový zářivý tok Radiační přenos Termodynamická rovnováha

Rádiová interferometrie Rozlišení teleskopu FWHP úhlový obraz radioteleskopu úhlový obraz inteferometru (D) úhlový obraz inteferometru (2D)

Rádiová interferometrie korelační interferometr korelační funkce osciluje s posunem t (rotace Země) Prostorová odezva inteferometru – funkce visibility Fourierovou transformací lze získat Iv – aperturní syntéza

První radioteleskopy Janského radioteleskop (1931) dipólová anténa, wl=14,6 m (20,5 MHz) průzkum mléčné dráhy Reberův radioteleskop (1937) D=9 m, wl=1,87 m (160 MHz) průzkum mléčné dráhy

Radioteleskop Arecibo (1963) D=305 m, 2,38 GHz, 430 MHz a 47 MHz (radary) průzkum Sluneční soustavy (oběžná doba Merkuru), frekvence pulsaru v Krabí mlhovině (33 ms) – neutronová hvězda, binární pulsar, milisekundový pulsar (PSR B1937+21), obraz asteroidu 4769 Castalia, v roce 2008 objev methaniminu (HN=CH2) a kyseliny kyanovodíkové (HCN) v galaxii Arp 220 (77 Mpc)

Very Large Array (1970) pole 27 antén (D=25 m), wl=0,7 - 400 cm (50 GHz – 74 MHz), Nové Mexico USA, 351 různých základen (kombinace mezi anténami), rotlišení 0,2“ (wl=0,2 cm) objevy radio-galaxií, quasarů, pulsarů, zbytky supernov, gamma záblesky, studium rádiové emise hvězd, Slunce a planet, kosmické masery, černé díry, vodíková mračna, v roce 1989 VLA zajišťovalo komunikaci s Voyagerem 2 při jeho průletu Neptunem.

Very Long Baseline Array (1986) soustava teleskopů roztroušené po celé Zemi, D=25 m, wl=3 mm – 28 cm (96 GHz – 1,2 GHz), nejdelší základna B=8611 km, pseudo-RT zpracování, zaznamenává se GPS čas místo přímého propojení kabely

Atacama Large Milimeter Array (2003) Atacama, Chile, 66 teleskopů, D=17 a 7 m, wl=0,3 - 9,6 mm, rozlišení 0,010“ pohyblivé základny B=150 m – 16 km, 2011 – testovaní na galaxii Tykadla (souhvězdí Havrana), objev chladného plynu

Spektr-R (2011) vesmírný satelit (v perigeu 10000 km, v apogeu 390000 km), rozlišení 10-6“ ve spojení s pozemními teleskopy (nejdelší základna cca 390000 km), wl=1,35–6,0 a 18,0 a 92,0 cm, 1000x lepší rozlišení než Hubbleův teleskop

Rozložení radioteleskopů Afrika: 6x Severní Amerika: 24x Jižní Amerika: 11 x Asie: 10x Evropa: 39x Austrálie: 8x Antarktida: 2x Oceánie: 5x Celkem: 105x + 3x na oběžné dráze kolem Země (Spektr-R, Zond 3, HALCA)