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Discovering the Universe through Radio Astronomy

Explore the universe through radio astronomy and the different wavelengths of electromagnetic waves. Learn about the telescopes, techniques, and discoveries in this field.

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Discovering the Universe through Radio Astronomy

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Presentation Transcript

  1. 射電天文學 原稿： 朱永鴻 Australia Telescope Compact Array

  2. 射電天文學擴寬了 對宇宙的認識

  3. 木星的等離子圈， 也是經射電發現。 5百萬Amp!

  4. 光學影像對射電影像

  5. 從太空來的電磁波 射 電 天 文 學 範 圍

  6. 射電 紅 外 線 可見光 X-ray -ray 不同波段的銀河

  7. 熱輻射

  8. 依 Wien’s law 估計， 峰值波長(m)  0.003 / Temperature 每個溫度都有它的獨特熱輻射曲線

  9. 蟹狀星雲 假紅色 = 電子與質子復合成氫 假藍色 = 電子在磁場中急速旋動 同步輻射 (非熱輻射)

  10. 射電源強度比較 (f = 178 MHz) 強度 (Jy) 人為射電 up to 100,000,000 平靜的太陽 5,000 最活躍的太陽 100,000,000 Cassiopeia A (超新星遺跡) 10,000 Taurus A (= 蟹狀星雲，超新星遺跡) 1,400 Cygnus A (活躍星系核) 8,000 Cygnus X (電離氫區) 600 Sagittarius A (銀河中心) 2,000 M87 (橢圓星系) 1,000 3C353 (星系)200 天體來的射電較人為射電弱千倍萬倍， 射電望遠鏡須有超靈敏和抗干擾的能力。

  11. 聚焦方法 天線的種類 不同的射電天線，增益 以碟型反射式最好。 Best

  12. 央斯基 Jansky 發現銀河射電(~1933) 短波天線 20.5 MHz

  13. 世界首座碟型射電望遠鏡 (1937) 直徑10 m 快人快語 "My interest in radio astronomy began after reading the original articles by Karl Jansky…. After contacting over sixty countries and making WAC (Worked All Continents, an amateur-radio award ), there did not appear to be any more worlds to conquer."

  14. Grote Reber 記錄之一 (1943) The spikes are due to interference from automobile engine sparks. The broader peaks are due to the Milky Way and the Sun.

  15. Grote Reber 記錄之二(1943~46) 銀緯 天鵝座 銀心 銀經 The contour maps are plotted in galactic coordinates in which the galactic equator runs horizontally. Most of the radio radiation is in or near the galactic equator. The vertical axes are galactic latitude in degrees. The horizontal axes are galactic longitude, in which the direction toward the center of the galaxy has longitude = 0.

  16. 發現 中性氫的 21 cm 輻射 (1951) http://www.nrao.edu/whatisra/hist_ewenpurcell.shtml

  17. 躍遷 Transition λ= 21 cm 氫原子怎樣產生 21 cm輻射 每一千萬年，氫原子才有一次機會躍遷來發射 21 cm 光譜線， 但宇宙有極多中性氫，因此射電望遠鏡能探測這條光譜線 。

  18. 銀河旋臂結構有大量中性氫，可以用 λ21 cm (1.4 GHz) 射電望遠鏡掃描出來

  19. 掃描原理:在旋臂的中性氫 (1, 2, 3 …) 以不同速度和 方向移向或離開地球，接收到的電波頻率便產生變化 “f ”， 從 f可算出目標的位置。[即是多普勒效應 Doppler Effect ] 中性氫 (HI) 用 1.42 GHz 氫氧基 (OH) 用 1.67 GHz Ammonia (NH3) 用 23.7 GHz

  20. ↑兩麥相隔210 (75,000 光年) ← 中性氫 (紅綠藍色) 分佈圖，範圍 > 1000 用 21 cm波長掃描大小二 “麥” 的天區，大量中性氫漓漫在其中。

  21. 被星系間引力撕裂的中型氫 ( 21 cm 觀測)

  22. 發現 CMB宇宙微波背景輻射 的天線 (1967)

  23. 何謂「背景輻射」

  24. CBM 頻譜形狀相當於 2.7K 黑體溫度 COBE 波長 輻 射 強 度 頻率

  25. 發現脈沖星 (1967~1968) 脈沖星其實是快速自轉，帶輻射波束的中子星

  26. 後期 早期 直徑305 m單碟式射電望遠鏡 (Arecibo Observatory)， 在美國波多黎各島，1963 年啟用，1974 年更新。

  27. 阿雷西博 (Arecibo) 的碟底

  28. NP 月球南極 電波發射 Arecibo，接收 GBT 「阿雷西博」可以一物二用：射電望遠鏡 / 雷達

  29. ? 中國計劃的 FAST 預算 2013建成

  30. 分辨率 0= 70λ/ D 假設 波長λ = 0.21 m (f = 1.4 GHz) 天線有效直徑 D 1 m 150 10 m 1.50 100 m 0.150 300 m 0.050 (3角分) 單碟天線的分辦率 遠遠不及光學望遠鏡， but…..

  31. 射電干涉儀 Radio Interferometer

  32. 舉例：根據 「綜合孔徑」Aperture Synthesis (Fourier Transforms)原理， 一組 16 隻小碟，分佈成下圖，分辨率才 接近一隻直徑 D 的大碟 (D 是最長基線)。 一條基線 (只有 one-dimension) 並不足夠， 實際上要多條 (2-D)。

  33. 從太空看，基線的取向隨地球自轉改變， 故此只要在範圍 D 排列定額的小碟， 也可以模擬直徑 D 的大碟，這種方法稱 為 Earth-Rotation Aperture Synthesis。

  34.  「地球自轉綜合口徑」的表現效果 與 基線的位置和取向有關

  35. 鄧銳禎攝2010年 冷凍系統 在澳洲的Paul Wild 綜合口徑干涉陣，由 6 隻 22m 單碟組成，基線長 3 ~ 4 公里

  36. 在荷蘭的WSRT組合 14 隻 25 m 單碟天線互聯，集訊總面積等於 92 m 單碟， 基線最大長度 3 km (E-W 方向)，分辨率 < 1 arcsec。

  37. 在美國新麥西哥州的 VLA (Very Large Array) 組合 1980年建成，27 隻 25 m 單碟，集訊總面積等於 130 m單碟，可 在 Y 方向移動，最長基線 36 km，分辨率 0.05 arcsec (λ= 7 mm)

  38. 在維修中的 VLA

  39. 光學對應 銀河中心的射電源 (VLA  = 90 cm)

  40. Cygnus A 天鵝座 A VLA, 21-cm radio emission, stimulated colored, 2x1 arcmin. Lobe hot spot Lobe Nucleus 50,000 光年 內藏黑洞 噴 流 吸積盤 很強的射電源，距離 6 億光年。 主流意見認為 N是星系核心 的特大質量黑洞，L是黑洞吸積 物質時外洩的粒子噴流。

  41. Cassiopeia A SNR 仙后座 A超新星遺跡 VLA 1.4、5.0、8.4 GHz (λ21、6、3.6 cm) 合成著色圖片，1994年 距離11,000光年，遺跡外殼 (著色部份) 直徑 10 光年。測量外殼的 擴散速度 得知超新星約在 300 年前爆發。 1680 年英國天文學家 Flamsteed 曾在同一天 空位置記錄一顆 6 等星，可能是同一天體。

  42. 1993年啟用的 VLBA，最長基線 8000 km， 分辨率 1 milli-arcsec 原子鐘計時 分辨率超越地球所有光學系統十倍以上

  43. 分析能力達 0.001” 以下 VLBA 的測量例子 用 VLBA測量 T Tau Sb 的視差 (在金牛座的天體，也是 射電源)，求得這天體距離 = 478.5  2.0 光年，這是前所 未有的準確度，較90 年代 Hipparcros 衛星測量準確百倍。　

  44. 烏魯木齊 25 m 密雲 50 m 2406 3246 km 1114 上海 25 m 2476 2158 1920 昆明 40 m 中國的甚長基線干涉網 分辨率 2.5 milli-arcsec (λ = 3.2 cm) 在探月工程中，干涉網為嫦娥一號衛星提供精密的角位置信息

  45. 印度的 GMRT 干涉網，30隻45m 網狀碟在 Y 型基線排列，最長基線 25 km，工作頻率 1.5GHz 以下 (波長 > 20 cm，故此網狀天線) ，分辨率 1 milli-arcsec。

  46. EVN (European VLBI Network) 歐洲的甚長基線干涉網 最初只是歐洲，後來國際合作，EVN 巳邀請中國、南非和美國的波多黎各射電站加盟，成為全球分辨率和靈敏度最高的甚長基線干涉系統，分辨率達 sub-milliarcseconds 級。

  47. 在太空設置更長的干涉基線 (日本 VSOP 計劃：1997 發射，衛星在 2003 墜毀) 射電望遠鏡 (HALCA 衛星) http://www.vsop.isas.jaxa.jp/top.html

  48. 副鏡 在 Arizona 的 10 米 SMT SMT (Submillimeter Telescope 亞毫米望遠鏡) 專為  少於 1 mm ( f > 300 GHz) 而設計，適合星塵、 星際分子等研究，碟面精密度高 (頭髮粗度偏差)， 使用複雜的 SIS (Superconductor-Insulator-Superconductor)接收器。

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