“Na falach radiowych”

Sorry, this entry is only available in Polish. For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

Wszechświat na falach radiowych

Andrzej Kus
Przegląd Telekomunikacyjny, czerwiec 2005, 204-209

1. Wstęp

W pracy tej przedstawiono historię rozwoju oraz aktualny stan badań radioastronomicznych w świecie i w Polsce. Główny cel artykułu to koncentracja na problemach instrumentalnych radioastronomii. Rozwój technik odbioru i przetwarzania słabych sygnałów, który miał tak dramatyczny przebieg w badaniach radioastronomicznych służył także rozwojowi telekomunikacji. Doświadczenia zdobyte przy konstrukcji anten, budowie ultra nisko-szumowych wzmacniaczy oraz w rozwijaniu algorytmów detekcji i przetwarzania sygnałów mają zastosowanie w wielu aplikacyjnych dziedzin współczesnej cywilizacji. Z drugiej strony dynamiczny rozwój technik telekomunikacyjnych sprzyjał i nadal sprzyja postępowi w badaniach radioastronomicznych. Obydwie dziedziny wzajemnie się wspierają, choć konkurują między sobą o przydział pasm radiowych i reprezentują odmienna strategię wykorzystania widma radiowego. Radioastronomia prowadzi prawie wyłącznie nasłuch Kosmosu i nie jest w stanie podnieść mocy kosmicznych nadajników w wypadku słabych sygnałów, musi zatem rozwijać metody pozwalające wykryć, czasem niewyobrażalnie słabe sygnały wygenerowane w dalekim obszarze wszechświata wiele miliardów lat temu. Detekcja takich sygnałów następuje niestety nie tylko przy silnych ograniczeniach możliwościami użytej aparatury ale także w obecności coraz silniejszego tła cywilizacyjnego.

Przy okazji prezentacji dotyczącej technik podaję także sporą porcję solidnych faktów na temat najważniejszych osiągnięć radioastronomii. Mam nadzieję, że zachęcą one Czytelników do dalszego pogłębiania wiedzy dotyczącej eksploracji Kosmosu.

Od czasu gdy po raz pierwszy użyto fal radiowych dla potrzeb komunikacji zainteresowanie rozwojem technik przekazu informacji wzrosło tak bardzo, że rozpoczęto prowadzenie systematycznych badań mających na celu poznanie warunków ograniczających skuteczność technik telekomunikacyjnych. Badania ograniczeń zasięgu dalekosiężnej łączności na falach długich, warunków propagacji fal radiowych odbijanych od różnych warstw jonosfery, doprowadziło przy okazji do wykrycia naturalnego promieniowania radiowego kosmosu. Fale radiowe dziś nieodłącznie wiążą się nam z telekomunikacją i z tego powodu potoczne rozumienie naukowego „nasłuchu” kosmosu sprowadza się do założenia iż chodzi tu o poszukiwanie sygnałów radiowych pochodzących z obcych cywilizacji. Kosmos wypełnia ogromnej różnorodności naturalne promieniowanie elektromagnetyczne, w tym także radiowe, generowane przez obiekty charakteryzujące się ekstremalnymi stanami materii i warunków fizycznych. Są one potężnymi naturalnymi nadajnikami radiowymi. W wielu wypadkach ich natura wciąż stanowi zagadkę dla badaczy kosmosu.

Radioastronomia to dziedzina współczesnych badań astrofizycznych, zajmująca się odbiorem i analizą naturalnego promieniowania radiowego ciał niebieskich. Podstawowym instrumentem radioastronomii jest radioteleskop. Badania radioastronomiczne dostarczają niezależnych informacji o przestrzennym położeniu, strukturze i stanie fizycznym zarówno rozległych obszarów materii w kosmosie jak i pojedynczych dyskretnych obiektów (źródeł) emitujących fale radiowe. Prowadzone są one w szerokim zakresie długości fal elektromagnetycznych od kilometrowych do submilimetrowych (częstotliwości 1 kHz – 1 THz). Najdogodniejszy do obserwacji naziemnych zakres fal mieści się w przedziale fal metrowych, centymetrowych i milimetrowych. Fale dłuższe odbijane są przez warstwy jonosferyczne, natomiast krótsze są mocno absorbowane, głównie przez tlen i parę wodną w atmosferze ziemskiej. Własności atmosfery szczególnie dobrze sprzyjają prowadzeniu obserwacji radioastronomicznych w zakresie fal metrowych i centymetrowych i to niezależnie od oświetlenia słonecznego czy warunków meteorologicznych. Obserwacje na falach bardzo długich, nieprzepuszczanych przez jonosferę, wykonuje się przy pomocy obserwatoriów kosmicznych, natomiast na falach najkrótszych, sąsiadujących z pasmami dalekiej podczerwieni, z naziemnych obserwatoriów wysokogórskich lub także kosmicznych. Największym utrudnieniem, a ostatnio poważnym zagrożeniem rozwoju badań radioastronomicznych jest lawinowo rosnący poziom emisji radiowej generowanej przez wielu użytkowników pasm radiowych oraz przez tło cywilizacyjnych zakłóceń radiowych. Być może przyszłość badań radioastronomicznych związana będzie z pozaziemskimi laboratoriami kosmicznymi.

2. Historia badań radioastronomicznych

Początki radioastronomii wiąże się z odkryciem radiowej emisji Naszej Galaktyki przez Karl’a Jansky’ego (1901-1984) z Bell Telephone Laboratories w roku 1931 oraz z badaniami Greote Reber’a (1905 – ) prowadzonymi na przełomie lat trzydziestych i czterdziestych ostatniego stulecia.

Dynamiczny rozwój badań radioastronomicznych nastąpił po drugiej wojnie światowej głównie w W.Brytanii – ojczyźnie radaru. Ośrodkami wiodącymi były wówczas Mullard Radio Astronomy Observatory Uniwersytetu w Cambridge kierowanym przez prof. Matrina Ryle’a i Nuffield Radio Astronomy Laboratories Uniwersytetu Manchester prowadzonym przez Prof. Bernarda Lovell’a oraz. Do grona wiodących grup dołączyli naukowcy Uniwersytetu Sydney w Australii a później Holendrzy i Amerykanie. W tej chwili zaawansowane technologicznie badania prowadzone są m.in. w 10 krajach europejskich.

W Polsce pomiary radioastronomiczne rozpoczęto w roku 1954 w Obserwatorium Astronomicznym UJ w Krakowie (O.Czyżewski, A.Strzałkowski, J.Dezemer) oraz w 1958 w Obserwatorium Aastronomicznym UMK w Toruniu (S.Gorgolewski, H.Grzesiak, H.Iwaniszewski, J.Manczarski, J.Groszkowski, W.Iwanowska)

. Od tych wczesnych, pionierskich czasów nastąpił wielki postęp radioastronomii także w Polsce. Toruńskie Centrum Astronomii UMK z 32m nowoczesnym radioteleskopem należy obecnie do czołowych radioastronomicznych ośrodków europejskich i jest jedynym tego typu liczącym się w świecie obserwatorium ulokowanym w krajach Europy środkowo-wschodniej.

Podstawową trudnością, jaka towarzyszyła badaniom radioastronomicznym, było ograniczenie rozdzielczości kątowej radioteleskopów (efekt dyfrakcji – fale radiowe ok. miliona razy dłuższe niż fale świetlne). Dla uzyskania rozdzielczości kątowej oka nieuzbrojonego (~ 1 minuta łuku) potrzebny jest radioteleskop o średnicy np. 3,6 km pracujący na fali o długości 1 m lub 36m na fali 1 cm. Jeśli średnicę anteny parabolicznej oznaczymy przez D [m] a długość odbieranej fali promieniowania przez λ [m], to rozdzielczość kątowa takiego radioteleskopu wyniesie ΘHPBW = 64 λ/D [stopni]. Wprowadzenie interferometru, a następnie metod syntezy apertury (prace grupy prof. Martina Rylea) radykalnie zmieniło sytuację. Osiągalna obecnie rozdzielczość kątowa radioteleskopów (pracujących w sieciach interferometrycznych) przewyższa tysiąckrotnie tę osiągalną przez najlepsze teleskopy optyczne w tym także Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Największe pojedyncze anteny paraboliczne uzyskują rozdzielczości kątowe dziesiątków sekund łuku, naziemny interferometr VLBI na falach milimetrowych aż 0.00005 sekundy łuku. Czułość współczesnych instrumentów radioastronomicznych podaje się jako graniczną wartość mierzalnego monochromatycznego strumienia promieniowania. Osiąga ona obecnie przedział mikro-Janskich (1 Jy = 10-26 W/m2Hz). Najjaśniejsze obiekty na niebie radiowym posiadają w zakresie fal decymetrowych strumienie około tysiąca Janskich. Dla porównania warto sobie uzmysłowić, że typowy telefon komórkowy umieszczony na Księżycu byłby dla radioteleskopu, nastrojonego na pasmo jego emisji, najjaśniejszym radiowym obiektem na niebie. Dla przypomnienia odległość Ziemia – Księżyc to około 364 tysięcy km. Moc mierzona na jednostkę powierzchni (strumień) spada z kwadratem odległości, zatem strumień mierzony w odległości 1 km od takiego telefonu komórkowego jest 1011 razy większy niż od najjaśniejszych naturalnych radiowych źródeł na niebie. Na szczęście istnieją sposoby filtracji, które umożliwiają nastrojenie odbiorników używanych w radioastronomii na pasma strzeżone i na usunięcie lub znaczące zminimalizowanie niepożądanych „zakłóceń” pochodzących od naziemnych nadajników.

Obrazy uzyskiwane przy pomocy radioteleskopów przedstawiają rozkład natężenia promieniowania (W m-2 Hz-1 sr-1) lub rozkład tak zwanej temperatury jasnościowej źródła Tb, wyznaczanej z prawa Rayleigha-Jeansa – przybliżenia prawa Plancka dla fal długich: Bλ= 2kTb/λ2, k – stała Boltzmanna.

Jest kilka dominujących mechanizmów promieniowania ciągłego fal radiowych. Najczęściej spotykanym mechanizmem jest mechanizm emisji synchrotronowej polegający na hamowaniu relatywistycznych cząstek w polu magnetycznym. Charakteryzuje się on nietermicznym widmem i wysokim stopniem liniowej polaryzacji promieniowania. Mechanizm ten dostarcza informacji o natężeniu i kierunku pola magnetycznego w źródle. Inne mechanizmy to drgania własne plazmy, spójne oscylacje plazmowe, termiczna emisja plazmy (mechanizm „free-free” przejść elektronów w polu jąder atomowych) oraz emisja termiczna ciała doskonale czarnego. Generalnie emisja radiowa pochodzi z obszarów lub obiektów o ekstremalnych stanach materii. Wysokie temperatury, silne pola magnetyczne, wysokie gęstości lub silne pola grawitacyjne sprzyjają rozpędzaniu cząstek elementarnych do ultra wysokich energii. Z tego powodu wyniki badań uzyskane w radioastronomii są podobne do tych, które otrzymuje się z kosmicznych obserwatoriów badających emisję w zakresie rentgenowskim i gamma.

Emisja w liniach atomowych obserwowana jest jedynie dla wodoru neutralnego (linia 21 cm; 1420,40575 MHz), natomiast powszechnie obserwuje się molekularne linie radiowe. Część radiowej emisji molekuł powstaje w wyniku silnej akcji maserowej. Obecnie znamy ponad sto różnych, często bardzo złożonych (w tym także organicznych) molekuł, znajdujących się w gęstych obłokach materii międzygwiazdowej, w których zachodzą intensywne procesy gwiazdotwórcze. Informacje o przesunięciach linii względem standardów laboratoryjnych oraz pomiary astrometryczne VLBI informują nas o przestrzennym ruchu źródła promieniowania.

Radioastronomia dostarcza istotnych informacji o stanie atmosfery słonecznej ponad fotosferą i jej aktywności, informacji o ośrodku międzyplanetarnym o materii międzygwiazdowej o pozostałościach po wybuchach gwiazd supernowych, o gwiazdach neutronowych, aktywnych galaktykach, czarnych dziurach i promieniowaniu reliktowym Wszechświata.

Mapa radiowej emisji całego nieba na fali o długości 73 cm (408 MHz) wraz z radiowymi obrazami najjaśniejszych obiektów (w różnej skali kątowej) i przypadkowo wybranym polem współczesnego głębokiego przeglądu nieba NVSS (VLA-NRAO, USA).

3. Podstawowe instrumenty badawcze radioastronomii

Podstawowym przyrządem stosowanym w pomiarach radioastronomicznych jest radioteleskop. Radioteleskop służy do odbioru i analizy promieniowania radiowego emitowanego przez ciała niebieskie. Wielkościami mierzonymi przy pomocy radioteleskopu są: astronomiczna pozycja źródła (rektascensja, deklinacja – α,δ), temperatura jasnościowa (Tb), strumień promieniowania dla danej długości fali (Sλ), polaryzacja promieniowania oraz własności spektralne (widmo) promieniowania. Radioteleskop to doskonały termometr umożliwiający zdalny pomiar temperatury obiektu emitującego promieniowanie.

Współczesny radioteleskop to zespół urządzeń, w skład którego wchodzą: antena z układem napędów i kontroli ruchu, super czułe systemy odbiorcze oraz wyspecjalizowane układy przetwarzania i rejestracji danych. Własności radioteleskopu określają następujące parametry: fizyczne rozmiary anteny i efektywna powierzchnia zbierająca, precyzja sterowania anteną, graniczna częstotliwość pracy, kątowa rozdzielczość, czułość spektralna, rozdzielczość częstotliwościowa i czasowa.

Moc odbierana przez radioteleskop można opisać jako w= k* Ta *Δf [W], gdzie Δf jest szerokością odbieranego pasma, Ta jest tzw. temperaturą antenową – temperaturą ciała doskonale czarnego znajdującego się w ognisku radioteleskopu w stanie równowagi termodynamicznej. Z drugiej strony moc tę powiązać możemy ze strumieniem energii padającej na powierzchnię (aperturę) anteny radioteleskopu. Mamy więc w=1/2*Sλ*Aeff, gdzie Sλ [Jy] jest monochromatycznym strumieniem, a Aeff [m2] efektywną powierzchnią anteny. Czynnik ½ wynika z faktu, iż promieniowanie jest na ogół niespolaryzowane, natomiast odbieramy zwykle tylko jedną składową polaryzacyjną.

Pojedynczy radioteleskop nie tworzy bezpośrednich obrazów na wzór teleskopów optycznych, lecz mierzy strumień promieniowania docierającego równocześnie z jednego lub najwyżej kilku punktów na niebie. Odtworzenie obrazu obiektów rozciągłych jest możliwe, ale wymaga skanowania wybranego obszaru nieba linia po linii. Aktualnie trwają intensywne prace nad rozwinięciem technologii budowy matryc odbiorczych (na wzór cyfrowych kamer CCD) dla potrzeb radioastronomii.

Jednym z kluczowych elementów radioteleskopu jest antena. Najczęściej jest nią duży reflektor paraboliczny, w którego ognisku znajduje się układ dipoli lub mikrofalowa antena rożkowa (tzw. oświetlacz), odbierających zebraną energię. Reflektory paraboliczne są stosowane do obserwacji na falach krótszych niż 0.5m. Dla długich fal tańsza i łatwiejsza jest budowa anteny złożonej z dużej liczby dipoli półfalowych lub całofalowych albo innych pojedynczych anten np. spiralnych.

Jednym z podstawowych ograniczeń anten radiowych, którego pokonanie wyznaczyło kierunek rozwoju systemów antenowych radioastronomii, jest ich mała rozdzielczość kątowa. Jak łatwo wyliczyć tylko dla osiągnięcia rozdzielczości kątowej oka nieuzbrojonego (1 minuta kątowa) dla fali o długości 1 m musielibyśmy posłużyć się anteną o średnicy D=3,6 km. Porównanie z naziemnymi teleskopami optycznymi osiągającymi stukrotnie lepsze rozdzielczości kątowe sprawiało, że metody radioastronomiczne nie były konkurencyjnymi. Z powodu ograniczeń dyfrakcyjnych optyczne identyfikacje odkrywanych źródeł promieniowania radiowego były w pierwszych latach badań radioastronomicznych w większości przypadków bardzo trudne lub wręcz niemożliwe.

Sposobem na pokonanie problemu było zastosowanie anten o tzw. niewypełnionej aperturze np. długich na kilka km rzędów dipoli umieszczonych w ognisku cylindra parabolicznego lub systemów dipolowych ustawionych w kształcie długich wąskich struktur w kształcie litery T lub krzyża.

Interferometr radiowy.

Prawdziwy przełom nastąpił dopiero w latach 50-tych po zbudowaniu przez Martina Rylea (Cambridge University, W.Brytania, Nobel w 1974) pierwszego interferometru radiowego. Ryle pokazał, że interferometr o zmiennej bazie (odległości pomiędzy jego elementami) może dostarczyć informacji podobnej do długiego elementu antenowego całkowicie wypełnionego. Interferometry radiowe są obecnie w powszechnym użyciu, jako podstawowy instrument badawczy. W przyrządzie tym wykorzystuje się zjawisko interferencji fal polegające na sumowaniu lub korelacji dwu (lub więcej) fal prowadzącym do zwiększenia lub zmniejszenia wypadkowej amplitudy zależnie od fazy fal składowych. Służy on do przeprowadzania analiz spektralnych, badań własności ośrodka propagacji fal, pomiarów położenia przestrzennego i wyznaczania rozmiarów kątowych źródeł promieniowania. Interferometr radiowy składa się z minimum dwu anten oddalonych od siebie na znaczną odległość, linii przesyłowych, odbiornika radiowego oraz układów korelacji, w końcu układów przetwarzania i rejestracji danych.

Wprawdzie do celów astronomicznych po raz pierwszy użyto radiointerferometru równocześnie w Australii i w Anglii już w roku 1946 to jednak decydujący rozwój interferometrii radiowej nastąpił w latach 50-tych w Mullard Radio Astronomy Observatory Cavendish Laboratory, Uniwersytetu Cambridge pod kierunkiem prof. Martina Rylea. Zaproponował on, i w latach 60-tych zrealizował, metodę syntezy apertury (składania apertury) polegającą na wykonaniu obserwacji interferometrami, których bazy i konfiguracja odpowiadały efektywnie dużemu pojedynczemu radioteleskopowi. Metoda polega na prowadzeniu równoczesnych obserwacji przy pomocy wielu interferometrów i mierzeniu zespolonej funkcji widzialności listków interferencyjnych (amplitudy i fazy). Bezpośrednia transformacja Fouriera funkcji widzialności pozwala na odtworzenie obrazu o rozdzielczości odpowiadającej radioteleskopowi, którego równoważna średnica dyfrakcyjna równa jest długości maksymalnej bazy.

Poważnym ograniczeniem metody w tamtych pionierskich czasach była konieczność wykonywania dużej liczby skomplikowanych operacji matematycznych. Dopiero wprowadzenie komputerów radykalnie zmieniło sytuację.

Użycie interferometrów umożliwiło wykonanie pierwszych fundamentalnych przeglądów nieba (najważniejsze to 3CR i 4C) na falach metrowych. Doprowadziły one do precyzyjnego wyznaczenia pozycji i strumienia radioźródeł i pozwoliły dokonać optycznych identyfikacji. Dzięki pomiarom interferometrycznym odkryto radiogalaktyki i kwazary oraz zbadano rozkład jasności rozciągłych źródeł promieniowania radiowego.

Metoda super syntezy (albo syntezy rotacyjnej) będąca rozwinięciem metody syntezy apertury, a polegająca na wykorzystaniu ruchu wirowego Ziemi, jest obecnie powszechnie stosowana w badaniach radioastronomicznych. Współczesne radioteleskopy to systemy anten połączonych ze sobą, tworzących wiele równocześnie działających interferometrów, wykorzystujących właśnie technikę super syntezy. Dzięki geniuszowi Rylea i aktywności jego współpracowników szybko pokonano dyfrakcyjną barierę ograniczeń rozdzielczości kątowej. I tak w latach 60-tych powstał teleskop jednomilowy, którego rozdzielczość kątowa wyniosła 23 sekund łuku a na początku lat 70-tych zbudowano w Cambridge teleskop 5-cio kilometrowy, którego rozdzielczość kątowa była porównywalna z uzyskiwaną przez teleskopy optyczne. W latach 70-tych zastosowano interferometrię wielkobazową poprawiając rozdzielczości ponad tysiąckrotnie.

Do najbardziej znanych współcześnie działających radioteleskopów wykorzystujących technikę syntezy apertury zaliczamy, oprócz wymienionych już wcześniej anten w Cambridge, 14-to elementowy radioteleskop WSRT (Holandia), VLA – 27 elementowy, równoważny pojedynczej antenie o średnicy 30 km (NRAO, USA), 10-cio elementowy układ anten MERLIN (W.Brytania) równoważny teleskopowi o średnicy 300 km oraz wieloelementowy teleskop globalny VLBI równoważny (w dyfrakcyjnym sensie) antenie o średnicy globu ziemskiego (12,7 tysięcy km). Rozdzielczość kątowa jest taka jak dla radioteleskopu o średnicy globu ziemskiego ale powierzchnia zbierająca jest tylko sumą powierzchni uczestniczących w pomiarach anten a nie powierzchnią przekroju globu ziemskiego. Wszystkie te teleskopy charakteryzują się bardzo dużą zdolnością rozdzielczą rzędu jednej dziesiętnej sekundy łuku, a dla VLBI nawet jednej dziesięciotysięcznej sekundy łuku.

Najbardziej zaawansowana technika pomiarowa stosowana w badaniach radioastronomicznych jest interferometria międzykontynentalna lub inaczej wielkobazowa – zwana w skrócie VLBI (Very Long Baseline Interferometry). Zrealizowana dotychczas jedynie w domenie fal radiowych, charakteryzuje się wykorzystaniem sieci radioteleskopów rozsianych na całym globie ziemskim w celu uzyskania wysokiej rozdzielczości kątowej. Podstawą techniki jest użycie radiointerferometru z niezależną rejestracją sygnałów przy każdym elemencie sieci. Technikę interferometrii międzykontynentalnej rozwinięto równolegle w USA i Kanadzie pod koniec lat 60-tych. Stało się to możliwe po opracowaniu odpowiednich standardów, zbudowaniu wyspecjalizowanych urządzeń pomocniczych oraz dzięki pojawieniu się na rynku wysokiej klasy rejestratorów magnetycznych i atomowych wzorców częstotliwości.

Niezależna rejestracja sygnałów radiowych w każdej stacji sieci, umożliwia późniejsze (off- line) równoczesne odtworzenie danych w urządzeniu nazywanym korelatorem VLBI. Tą drogą otrzymuje się kompleksową wartość współczynnika korelacji (zespolona funkcja widzialności listków interferometrycznych a więc ich amplituda i faza) dla wszystkich możliwych kombinacji par anten, dla każdej sekundy czasu obserwacji. Dane pozwalają odtworzyć informację o przestrzennym położeniu źródła promieniowania i o jego strukturze kątowej. Rozdzielczości kątowe radiowych obrazów z interferometrii wielkobazowej przewyższają o kilka rzędów wielkości uzyskiwane innymi metodami. W zakresie fal centymetrowych rozdzielczości te wynoszą około 1 tysięcznej sekundy łuku a na falach milimetrowych osiągają 50 milionowych części sekundy łuku. Najlepsze obrazy z Telekopu Kosmicznego Hubblea mają rodzielczość 30 tysięcznych sekundy łuku.

Aktualnie istnieją trzy podstawowe sieci interferometrii wielkobazowej. Sieć amerykańska znana jako VLBA, sieć europejska – EVN oraz sieć australijska i wschodnio azjatycka. Dla celów specjalnych, sieci te uczestniczą we wspólnych globalnych programach badawczych. Znaczącym rozwinięciem interferometrii wielkobazowej było użycie 8m anteny umieszczonej na japońskim satelicie HALCA, krążącym po orbicie wokółziemskiej, współpracującej ze stacjami naziemnymi. Dzięki temu długość baz, a więc także rozdzielczość interferometrów, powiększona została w stosunku do sieci naziemnej niemal trzykrotnie. W przyszłości planuje się umieszczenie większych anten na eliptycznych orbitach wokół Ziemi a także na orbicie wokółsłonecznej.

Radioteleskopy polskie, 15m i 32m ulokowane w Centrum Astronomii UMK w Piwnicach koło Torunia, były i nadal są ważnymi elementami europejskiej, globalnej i kosmicznej interferometrii wielkobazowej.

Oczywiście oprócz radioteleskopów pracujących w oparciu o techniki syntezy apertury buduje się i eksploatuje nadal pojedyncze anteny o bardzo dużych średnicach a więc dużych powierzchniach zbierających w celu uzyskania wysokich czułości. Do największych należą 305 m średnicy nieruchoma czasza sferyczna w Arecibo Peuerto Rico USA, 110m teleskop GBT Narodowego Obserwatorium Radioastronomicznego w Green Bank w USA, 100m teleskop Instytutu Radioastronomicznego Maxa Plancka w Bonn w Niemczech, 76m teleskop Uniwersytetu Manchester w Jodrell Bank w W.Brytanii.

Budowa dużych radioteleskopów wymaga stosowania specjalnych rozwiązań konstrukcyjnych. Grawitacyjna deformacje powierzchni reflektora, wynikająca z odkształceń konstrukcji wsporczej, różna dla różnych pochyleń anteny, korygowana jest automatycznie albo przez zastosowanie specjalnych rozwiązań konstrukcyjnych (anteny homologiczne) lub po przez wprowadzenie kontrolowanego ruchu paneli reflektora, czyli zastosowania idei aktywnej powierzchni reflektora anteny.

Duże paraboloidy posiadają systemy napędów zapewniające precyzję pozycjonowania i śledzenia ciał niebieskich z dokładnością kilku sekund łuku. Dla uzyskania tak wysokich parametrów rozwija się i stosuje się skomplikowane systemy sterowania mechanizmami anteny i wykorzystuje w tym celu najnowsze zdobycze informatyki.

Urządzenia odbiorcze.

Czułość radioteleskopu nie tylko zależy od wielkości powierzchni zbierającej, ale także od poziomu szumów aparaturowych, szumów atmosferycznych, kosmicznych i cywilizacyjnych, które skutecznie ograniczają próg detekcji.

Do analizy zebranego anteną promieniowania służą najwyższej klasy odbiorniki radiowe. Cechami, które wyróżniają je spośród komercyjnie stosowanych są: ich wysoka czułość, stabilność częstotliwościowa i stabilność wzmocnienia, niewrażliwość na zakłócenia oraz wysoka selektywność. Wymagania radioastronomii wymuszają rozwijane nowoczesnych technologii. Dotyczy to zarówno budowy stabilnych wzmacniaczy o ultra niskim poziomie szumów własnych, jak i opracowywania nowych materiałów i podzespołów falowodowych o małym poziomie tłumienia. Wszystkie elementy odbiornika muszą być idealnie dopasowane do siebie i doskonale zestrojone. Krytycznym parametrem odbiornika jest poziom szumów generowanych w stopniach wejściowych. Z tego powodu wzmacniacze wejściowe oraz wejściowe falowody umieszcza się w naczyniach próżniowych i schładza do temperatur 3 K – 15 K. Dzięki temu szumy własne współcześnie używanych odbiorników radioastronomicznych mieszczą się w przedziale 2 – 30 K. Dla porównania najlepsze odbiorniki radiowe lub telewizyjne mają szumy nawet stukrotnie wyższe.

Czułość odbiornika w modzie radiometru mierzącego moc całkowitą możemy zdefiniować jako Tmin = 6 * Trms = 6 * Tsys/SQRT(Δf*τ), gdzie Tsys – temperatura szumów własnych odbiornika [K], Δf – odbierane pasmo [Hz], τ – stała czasowa integracji [s].

Odbiornik radioastronomiczny składa się z wielu części: (1) układów wejściowych umożliwiających dobre dopasowanie do anteny i wybór właściwej składowej polaryzacji, do tych układów wprowadza się zewnętrzne sygnały kalibracyjne, (2) wzmacniaczy wejściowych, (3) filtrów wybierających pasmo częstotliwości, (4) mieszacza z lokalnym oscylatorem fazowo synchronizowanym do wysokiej stabilności wzorca atomowego, wzmacniaczem pośredniej częstotliwości i z (5) układu pomiarowego, którym w najprostszym przypadku może być detektor z integratorem i cyfrowym woltomierzem.

Sygnał wyjściowy z odbiornika radiowego, którego poziom zależy od sygnału z anteny i poziomu szumów własnych może być zintegrowany w całym odbieranym paśmie i rejestrowany analogowo lub w postaci cyfrowej. Wraz z innymi parametrami obserwacji (pozycja teleskopu, czas, częstotliwość centralna i pasmo) dane takie są stosownie do potrzeb próbkowane, zapisane a następnie poddawane dalszej obróbce.

Urządzenia do analizy promieniowania radiowego są bardzo wyspecjalizowane. Umożliwiają przeprowadzenie kompleksowej analizy odbieranego radioteleskopem sygnału emitowanego przez ciała niebieskie. W szczególności używa się radiometrów kompensujących wpływ atmosfery, polarymetrów pozwalających zmierzyć stopień i kierunek polaryzacji promieniowania, spektrografów umożliwiających pomiar emisji w liniach atomowych bądź molekularnych, odbiorników wielokanałowych z szybkim próbkowaniem danych umożliwiających kumulację sygnałów periodycznych, korelatorów cyfrowych oraz urządzeń do szerokopasmowej rejestracji dla potrzeb interferometrii wielkobazowej.

Aktualnie rozwija się techniki bezpośredniego połączenia światłowodowego pomiędzy radioteleskopami europejskimi w celu dokonywania równoczesnej korelacji sygnałów z wielu radioteleskopów w tzw. czasie rzeczywistym. Techniki te umożliwią lepsze funkcjonowanie radioteleskopu globalnego (VLBI) oraz zapewnią realizację nowych zamierzeń instrumentalnych, takich jak np. ALMA i SKA.

Przyszłe radioteleskopy będą zintegrowane z dużej liczby mniejszych elementów. Zapewnia one rozdzielczości kątowe VLBI i czułości 100 – 1000 razy lepsze niż osiągalne dziś (r.2005).

32 metrowy radioteleskop Centrum Astronomii UMK w Piwnicach koło Torunia. To nowoczesne urządzenie zaprojektowane i wykonane w Polsce jest największym w Europie środkowo-wschodniej radioteleskopem. Wykorzystywany jest w ambitnych projektach międzynarodowych realizowanych w ramach systemu interferometrii międzykontynentalnej i kosmicznej.

4. Wyniki badań radioastronomicznych.

Najważniejsze osiągnięcia radioastronomii to: opracowanie syntezy apertury i pierwsze radiowe przeglądy nieba (M.Ryle, Nobel 1974), odkrycie pulsarów i ich interpretacja jako gwiazd neutronowych (A.Hewish, Nobel 1974), odkrycie linii wodoru neutralnego (Even, Purcell, 1952), odkrycie kwazarów (M.Schmidt, 1963), odkrycie reliktowego promieniowania tła 2,7K (A.Penzias, R.Wilson, Nobel 1978), odkrycie pierwszej molekuły – masera OH (S.Weinreb i in., 1963), odkrycie pierwszej soczewki grawitacyjnej (D.Walsh i in., 1979), odkrycie nadświetlnych prędkości ruchu w kwazarach (M.Cohen, K.Kellermann, 1975), trójwymiarowa tomografia atmosfer gwiazdowych (R.Booth i in., 1981), obserwacyjny dowód na istnienie masywnych czarnych dziur (Hirabayashi i in., 1989), odkrycie pierwszego pozasłonecznego układu planetarnego (A.Wolszczan, D.Frail 1992), odkrycie podwójnego pulsara i dowód na istnienie fal grawitacyjnych (L.Hulse, J.Taylor, Nobel 1993), odkrycie anizotropii reliktowego promieniowania tła, identyfikacja źródeł wybuchów gamma.

W zakresie radiowym obserwujemy radiowe źródła promieniowania tzw. radioźródła, są to ciała niebieskie charakteryzujące się wyjątkowo silną emisją w zakresie fal radiowych.

Niebo radiowe zasadniczo się różni od znanego nam, obserwowanego w świetle widzialnym. Dominuje gładkie kontinuum Galaktyki (Droga Mleczna) wywołane przez nietermiczną emisję ośrodka międzygwiazdowego, na które nakłada się słabe promieniowanie wodoru neutralnego (linia 21cm). Drugim składnikiem obrazu radiowego wszechświata są dyskretne indywidualne radioźródła w większości nierozdzielone (punktowe) dla radioteleskopów użytych w czasach ich odkrycia. Podgrupa lokalna – galaktyczna radioźródeł dyskretnych, to obiekty rozmieszczone w płaszczyźnie Galaktyki, są one stowarzyszone z gorącymi gwiazdami lub zwartymi obszarami materii zjonizowanej HII. Zasadniczą część źródeł dyskretnych stanowią jednak obiekty równomiernie rozłożone na całym niebie. Początkowo nazwano je radiogwiazdami ale w latach 50-tych i 60-tych udało się zidentyfikować wiele z tych obiektów i wykazać ich pozagalaktyczną naturę. Wtedy dzięki rozwojowi technik obserwacyjnych radioastronomii odkryto pierwsze radiogalaktyki (R.L.Minkowski), kwazary (A.R.Sandage, M.Schmidt) i wykazano istnienie silnej ewolucji ich gęstości przestrzennej oraz jasności absolutnej (M.Ryle).

Obecnie obiekty radiowe możemy podzielić na kilka grup:

(i) Najbliższe nas to Słońce i planety. Ich emisja radiowa jest jednak tak słaba, że nie byłaby widoczna z najbliższych gwiazd. Tylko dzięki temu, że obiekty te są bliskie możemy ich promieniowanie radiowe obserwować i badać. Spokojne Słońce emituje termiczne promieniowanie z zewnętrznych bardzo gorących (ok. 1 milion oK) warstw atmosfery, natomiast obszary aktywne stowarzyszone z plamami słonecznymi mogą powodować pojawianie się rozbłysków i burz radiowych, których jasność w zakresie radiowym może przewyższyć milion razy całkowitą jasność Słońca spokojnego.

Planety (oprócz emisji Jowisza na falach metrowych) promieniują jak ciała doskonale czarne, ich temperatura powierzchni określona jest przez wielkość otrzymywanej energii promieniowania słonecznego, energii dopływającej z wewnętrznych gorących warstw oraz tempa utraty ciepła.

(ii) Dyskretne radioźródła galaktyczne to głównie: pozostałości po wybuchach gwiazd supernowych (SNR) np. CasA, Mgławica Krab; pulsary – silnie namagnetyzowane szybko rotujące gwiazdy neutronowe; akreujące materię czarne dziury; aktywne gwiazdy; zwarte obszary zjonizowanego wodoru (HII) występujące wokół młodych masywnych gwiazd; mgławice planetarne i masery molekularne występujące w gęstych obłokach molekularnych, w protogwiazdach lub w atmosferach nadolbrzymów.

Do najciekawszych obiektów tej klasy należą niewątpliwie pulsary. Pulsar to punktowe źródło promieniowania, którego cechą charakterystyczną jest nadzwyczaj regularna emisja silnych krótkotrwałych impulsów o losowo zmieniającym się kształcie i amplitudzie. Okresy pojawiania się impulsów w pulsarach zawierają się w przedziale od milisekund do kilku sekund. U niektórych pulsarów obserwuje się także słabszy impuls wtórny – interpuls. Żródłem promieniowania jest silnie namagnetyzowana, szybko rotująca gwiazda neutronowa powstała jako produkt ewolucji masywnej gwiazdy kończącej swoje życie w procesie wybuchu supernowej. Istnienie takiego obiektu, o masie około 1,4 masy słonecznej i średnicy zaledwie 15-20 km, obserwacyjne potwierdzić można głównie poprzez badania w zakresie fal radiowych lub rentgenowskich. Tylko dwa pulsary (Crab Pulsar i Vela Pulsar) są widoczne w przedziale fal świetlnych. Średnia gęstość materii w pulsarze wynosi 1014 g/cm3. Natężenie dipolowego pola magnetycznego, wmrożonego w gwiazdę neutronową, osiąga wartość 109-1012 gauss (10-4 – 10-9 T) a jego oś wraz z wiekiem pulsara coraz bardziej odchyla się od osi rotacji.

(iii) Dyskretne radioźródła pozagalaktyczne to: normalne galaktyki np. spiralne takie jak M31 w Andromedzie, oraz aktywne galaktyki – w tym radiogalaktyki, blazary, kwazary.

Najbardziej charakterystycznym obiektem tej klasy są radiogalaktyki. Radiogalaktyka to zwykle masywna galaktyka eliptyczna z silną nietermiczną emisją radiową z jądra (aktywna super masywna czarna dziura), dżetów i płatów. Dla typowych radiogalaktyk całkowita moc promieniowana w zakresie radiowym wynosi 1038W (np. Cyg A) i porównywalna jest do mocy emisji światła wszystkich gwiazd galaktyki. Dla normalnych galaktyk (np. Nasza Galaktyka albo M31) całkowita moc promieniowana w zakresie radiowym wynosi tylko 1032W.

Typowa radiogalaktyka – Cygnus A, u dołu po prawej stronie obraz w paśmie promieniowania X.

Radiogalaktyka Virgo A (M87), widziana w roznych skalach katowych (obrazy wykonane w NRAO USA)

(iv) Rozległe radioźródła pozagalaktyczne o dużej rozciągłości kątowej to obiekty stowarzyszone z bardzo gorącym gazem w centrach masywnych gromad galaktyk oraz promieniowanie reliktowe 2,7K całego nieba, pochodzące z najwcześniejszych etapów ewolucji materii we Wszechświecie z czasu rekombinacji wodoru.

Współcześnie wykonywane przeglądy nieba pozwoliły skatalogować już ponad 1,5 mln. Radioźródeł. Dla dużej liczby obiektów znane są z dużą dokładnością: pozycje na niebie, odległości, moce emitowane, charakter widma, stopień i kierunek polaryzacji promieniowania oraz struktura rozkładu jasności. Dla większości obserwowanych zjawisk stworzono teoretyczne modele, dobrze opisujące mechanizmy generacji fal radiowych.

Tabela 1. Wybrane własności typowych radioźródeł.

Nazwa radioźródła

Typ

radioźródła

Pozycja

RA

DEC

Odległość

Rozmiar

Radiowa moc ~[W]

Temperatura

równoważna

~[K] Tb~λ-2

Słońce

Gwiazda ciągu głównego

500 s.ś.

1,4 mln km

1016 (max)

106

Jowisz

Duża planeta

4,2 j.a.

35 min.ś.

0.15 mln km

1012

145

Cas A

Pozostałość po supernowej

23h21m

58o33’

3,4 kpc

10 tys. l.ś.

3 pc

1022

109

Ori A

Mgławica M42

5h33m

-5o27’

0.5 kpc

1 pc

1020

104

Sag A

Kompleks w centrum Galaktyki

17h42m

-28o55’

10 kpc

~1 pc

1024

109

W3OH

Masery OH, H2O, CH3OH

2,2 kpc

3-500 j.a.

1015

1014

PSR0531+21

Pulsar w mgł. Krab – M1

5h31m

21o15’

1,1 kpc

12 km

1023

1010

M31

Galaktyka spiralna

0h40m

41o

0.73 Mpc

30 kpc

1032

107

M82

starburst

9h51m

69o56’

3 Mpc

40 kpc

1033

107

Cyg A

Radio-galaktyka

19h58m

40d36’

220 Mpc

150 kpc

1038

1011

3C273

kwazar

12h26m

2o20’

500 Mpc

1-50 kpc

1037

1012

Najdalsze aktywne galaktyki

z=>6

1kpc – 1Mpc

1039

1012

CMB

Tło

reliktowe

2,7 K

12,5 mld l.ś.

z=1000

12,5 mld l.ś.

1053

2,7 K

Własności wybranych radioźródeł uszeregowanych zostały wg odległości. Użyte jednostki odległości i rozmiarów liniowych to: s.ś. – sekunda światła, j.a. – jednostka astronomiczna, l.ś. – lata świetlne, pc – parsek (1 pc = 3,26 l.ś.), z – przesuniecie widmowe ku czerwieni.

5. Przyszłość radiowych badań Wszechświata, miejsce Polski

Radioastronomia ma ambitne zamierzenia na przyszłość. Dalszy rozwój instrumentarium będzie miał zasadniczy wpływ na poznanie tajemnic wszechświata. Około stukrotną poprawę czułości zamierza się osiągnąć przez budowę teleskopu SKA (Square Kilometre Array) – o powierzchni efektywnej jednego kilometra kwadratowego. Badania molekuł ośrodka międzygwiazdowego oraz molekuł w innych galaktykach planuje się przeprowadzić przy pomocy budowanego oecnie sytemu 64 anten w Chile w ramach międzynarodowego projektu ALMA (Atacama Large Millimetre Array). Nadal rozwija się i buduje nowe anteny paraboliczne wykorzystywane samodzielnie i w sieciach interferometrii globalnej. Dużą wagę nadaje się także rozwojowi instrumentów instalowanych na obserwatoriach kosmicznych. Rozszerzenie badań VLBI, obserwacje w zakresach fal długich lub submilimetrowych, ucieczka przed zakłóceniami cywilizacyjnymi to najbardziej prawdopodobne kierunki rozwoju radioastronomii w kosmosie w najbliższych dziesięcioleciach. Dzięki temu, że wszechświat jest przezroczysty dla fal radiowych badania w tym oknie fal elektromagnetycznych dostarcza informacji o obiektach najodleglejszych i zarazem najmłodszych a więc tych które najwcześniej powstały po wielkim wybuchu. Być może badania takie dostarczą wreszcie wskazówek na temat warunków panujących w czasie, gdy jeszcze nie narodziły się pierwsze gwiazdy, Duża znaczenie radioastronomii pozostanie w tych dziedzinach eksploracji kosmosu, które dotyczą poszukiwania planet i głośnych radiowo cywilizacji kosmicznych.

Podstawowym zagrożeniem, odnotowanym przez wszystkie światowe obserwatoria radioastronomiczne, jest lawinowo wzrastający poziom zakłóceń radiowych pochodzących od innych, legalnych użytkowników fal radiowych. Radioastronomowie odbierają naturalne promieniowanie radiowe od najdalszych obszarów wszechświata. Mierzone strumienie radiowej emisji osiągają wartości mikro-Janskich. Moc takiego promieniowanie mierzona 32m radioteleskopem wyposażonym w odbiornik o Tsys=20K o szerokości pasma 1 GHz wynosi zaledwie 10-20 W, a stosunek sygnału do szumu jest tu 1:10000000. Telefonia komórkowa, kuchenkami mikrofalowe, rozwijającą się telekomunikacja i zalew tanią elektroniką generującą promieniowanie elektromagnetyczne są poważnym zagrożeniem ale także dopingującym wyzwaniem dla współczesnej radioastronomii. Dla koordynowania akcji ochrony pasm radioastronomicznych uczestniczymy w międzynarodowej grupie ESF CRAF (Committee on Radio Astronomy Frequencies), współpracujemy z PAR, Ministerstwem Łączności i lokalnymi władzami. Niezbędna jest jednak pomoc i poparcie (a także zrozumienie naszych potrzeb) we władzach na szczeblu rządowym.

Dalszy rozwój tej dziedziny w Polsce jest szczególnie potrzebny. Wypracowana przez lata wysoka międzynarodowa pozycja radioastronomii polskiej, rozwój instrumentów badawczych, sukcesy naukowe nie można zaprzepaścić. Dobrym ukierunkowaniem rozwoju byłoby sfinansowanie projektu i budowy dużego radioteleskopu tak aby aktualnie silną pozycję europejską przełożyć na dominującą w świecie. Radioastronomowie toruńscy mają już przygotowaną koncepcję dużego niedrogiego instrumentu, który mógłby stać się najlepszym tego typu przyrządem badawczym na półkuli północnej. Mamy nadzieję, że środowisko ludzi nauki oraz ludzi związanych z rozwojem telekomunikacji poprze taką inicjatywę.

Bibliografia

Jansky, K.G., Directional Studies of Atmospherics at High Frequencies, Proc. IRE,

Vol. 20, p.1920-1932, 1932.

Reber, G., Cosmic Static, Astrophys. J., vol. 91, pp. 621-624, 1940.

Ryle, M., Smith, F.G., Elsmore, B., A Preliminary Survey of the Radio Stars in the Northen Hemisphere, Mon. Not. Roy. Ast. Soc., vol. 110, p. 508, 1950.

Baade, W., Minkowski R., Identyfications of the Radio Sources in Cassiopeia, Cygnys A, and Puppis A., Astrophys. J., vol. 119., pp. 206-214, 1954.

Schmidt, M., 3C273: A Star Like Object with Large Red-Shift, Nature, vol. 197., p. 1040, 1963.

Penzias, A.A., Wilson, R.W., A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s, Astrophys. J., vol. 142., pp. 419-421, 1965.

Hewish, A.P.F., Bell, J.D., Pilkington, H., Scott, P.F., Collins, R.A., Observations of Rapidly Pulsating Radio Source, Nature, vol. 217, pp. 709-713, 1968.

Pacholczyk, Radio Astrophysics, Freeman, San Francisco, 1970

Verschur G.L., Kellermann K.I.,  Gallactic and Extragalactic Radio Astronomy, Springer, Berlin, 1988

Taylor, J.H., Weisberg, J.M., Gravitational radiation from pulsar PSR1913+16, Astrophys. J., vol. 345, p.434, 1989

Wolszczan, A., Frail, D.A., Planetary system around PSR1257+12, Nature, vol. 355, p. 145, 1992.

John D. Kraus,   Radio Astronomy,  2-nd edition, Cygnus-Quasar Books, 1992

Bernard F. Burke, Francis Graham-Smith, Radio Astronomy, Cambridge University Press, 1997

Literatura w języku polskim

Szymczak M., Kus A., Gawrońska G., Parametry radioteleskopu RT3, 1982, Post.Astr., 30, 307.

Borkowski K.M.,Kepa A.,Mazurek J.,Kus A., Toruński system do radiowych obserwacji pulsarów, 1983, Post.Astr., 31,227.

Kus A., Gorgolewski S., Kępa A., Mazurek J., Pazderski E., Systemy odbiorcze toruńskiego radioteleskopu RT3, 1984, Post.Astr., 32, 303.

Borkowski K.M., Kus A., Interferometria wielkobazowa – IV, 1984, Post.Astr., 32, 29.

Kus A., Borkowski K.B., 32m Radioteleskop, opis techniczny i podręcznik obserwatora, Katedra Radioastronomii , CA UMK, edycje 1997- 2004. http:/www.astro.uni.torun.pl