Astronomija

Ar veiktų „daugiasluoksnė“ radijo interferometrija?

Ar veiktų „daugiasluoksnė“ radijo interferometrija?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

tl; dr - Ar įmanoma suskaidyti interferometrijos procesą, kaip parodyta diagramoje, ir jei taip, ar tai efektyviau ir (ar) lengviau nei tradiciniai metodai?

Atlikau kai kuriuos radijo interferometrijos tyrimus ir man kilo klausimas dėl jo - žinau, kad naudodami interferometriją galime sujungti kelių teleskopų signalus į vieną „vaizdą“, bet kas būtų, jei sugebėčiau tai padaryti kelis kartus?

Leiskite man tai apibūdinti šiek tiek geriau. Tarkime, aš turiu devynis patiekalus. Aš išdėstau tris iš jų lygiakraščiame trikampyje, o tada darau tą patį su kitais 6 ir tada išdėstau šias tris grupes iš trijų į didesnį lygiakraštį trikampį. Tada sujungiu kiekvieno iš trijų teleskopų signalus ir sujungiu tris gautus signalus. Štai schema, kuri gali padėti - mėlyni indai yra „teleskopai“, o raudonos ir žalios dėžutės yra „procesoriai“ arba ten, kur būtų trukdoma signalams.

Iš esmės, ar tai veiktų? Ar radijo astronomijos kontekste būtų lengviau derinti arba trukdyti tik tris signalus, o ne devynis?


Visiškai tai gali veikti, kaip galima pamatyti Vakarų Australijos „The Murchison Widefield Array“ ar MWA. Tai iš esmės tiksliai veikia. Jūs tikrai darote prarastą informaciją (pirmasis antenų derinimo etapas žymiai sumažina regėjimo lauką, o gaunamų interferometrinių bazinių linijų skaičius sumažėja).

Šiame puslapyje:

Dažnių diapazonas 70-300 MHz Receptorių skaičius 2048 dvigubos poliarizacijos dipoliai Antenos plytelių skaičius 128 Bazinių linijų skaičius 8128

Vienoje plytelėje yra 32 receptoriai (2 poliarizacijos 4x4 USD = 16 $ elementai) ir $ N = 128 $ plytelės. Bazinių linijų skaičius yra $ N (N-1) / 2 = 8128 $.

Privalumai yra duomenų perdavimo spartos sumažėjimas, taigi ir skaitmeninio apdorojimo sumažėjimas. Atkreipkite dėmesį, kad pirmasis etapas būtų traktuojamas kaip pluošto formavimas - jūs negalite atlikti interferometrijos tarp pirmojo etapo ir kažkaip atlikti interferometrijos tarp rezultatų. T. y. Pirmasis etapas yra įtampų susumavimas (su atitinkamomis fazių korekcijomis), o antrasis etapas būtų interferometrija.


Viena iš plytelių, sudarančių 32T, „Murchison Widefield Array“ instrumento prototipas (šaltinis)

MWA antena susideda iš keturių keturių taisyklingos dvigubos poliarizacijos dipolio elementų tinklelio, išdėstyto 4m x 4m plieninio tinklo įžeminimo plokštumoje. Kiekviena antena (su 16 dipolių) yra žinoma kaip „plytelė“. Kiekvieno dipolio signalai praeina per mažo triukšmo stiprintuvą (LNA) ir sujungiami į analoginį spindulių formatorių, kad danguje atsirastų plytelių sijos. Šviesos formuotojai sėdi šalia plytelių lauke. Radijo dažnio (RF) signalai iš plytelių sijų perduodami imtuvui, kiekvienas imtuvas gali apdoroti signalus iš aštuonių plytelių grupės. Todėl imtuvai sėdi lauke, netoli aštuonių plytelių grupių; kabeliai tarp imtuvų ir spindulių formatorių perduoda duomenis, galios ir valdymo signalus. Imtuvai maitinami iš centrinio generatoriaus.


atnaujinimas: Pažiūrėkite @Chriso šaunų atsakymą apie MWA, jei kažkas veikia!


Iš esmės, ar tai veiktų?

Negaliu pasakyti „ne, iš principo jis niekada negalėtų veikti“, tačiau derinys sluoksniuose praranda informaciją, nes beveik neabejotinai šiek tiek sumažintų vaizdo kokybę.

Ar tai efektyviau ir (ar) lengviau nei tradiciniai metodai?

Tai priklauso nuo to, ką reiškia „efektyvesnis“. Jei jūsų masyvo koeficientas yra blogesnis X koeficientu, bet jūs sutaupėte dalį pinigų Y, ar tai „efektyvesnis“ būdas atlikti mokslą?


Vaizdo optiniame teleskope (arba bet kurioje vaizdavimo sistemoje, įskaitant akis) kiekvienas taškas yra apšviestas vienu metu ir tiesiogiai visose diafragmos srityse. Nuo tam tikro atstumo taško teleskopas (bandys) išsaugoti visų pikselį pasiekiančių takų fazę taip, kad gautas intensyvumas atitinka gaunamą galią. Tai leidžia sistemai gauti geriausią skiriamąją gebą.

Kai atliksite trukdžius ir išmatuosite gautą intensyvumą, jūs amžinai prarasite fazės informaciją (įprastose sistemose).

Lygiai taip pat radijo teleskopo matricoje visi signalai iš visų elementų sujungiami į prietaisą, vadinamą „koreliatoriumi“, kuris šiuolaikinėje radijo astronomijoje yra skaitmeninis kompiuteris. Kiekvienas taškas galutiniame paveikslėlyje apskaičiuojamas pagal kiekvienos masyvo galimų elementų poros koreliacijas.

Pavyzdžiui, iš „Alma“ observatorijos koreliatoriaus puslapio:

ALMA pagrindinio masyvo koreliatorius

Norėdami padaryti vaizdus iš milimetrinių bangos ilgių, sujungtų keliomis antenomis, mums reikia visiškai milžiniško kompiuterio galingumo. Kiekvienos antenos poros signalus - vien pagrindiniame antenų masyve yra 50 galimų porų (50) - matematiniu požiūriu reikia palyginti milijardus kartų per sekundę. Jums reikės milijonų nešiojamųjų kompiuterių, kad atliktumėte operacijų skaičių, kurį ALMA atlieka kiekvieną sekundę! Dėl šio poreikio buvo pastatytas vienas greičiausių superkompiuterių pasaulyje - „ALMA Correlator“.

„Correlator“, įrengtas AOS techniniame pastate, 5000 metrų aukštyje virš jūros lygio, yra paskutinis kosminio bangos ilgio rinkimo komponentas. Tai labai didelė duomenų apdorojimo sistema, susidedanti iš keturių kvadrantų, kurių kiekviena gali apdoroti iki 504 antenų porų duomenis. Visas „Correlator“ turi 2912 spausdintų grandinių, 5200 sąsajos laidų ir daugiau nei 20 milijonų suvirinimo taškų. „Correlator“ sudaro „Tunable Filter Bank“ (TFB) kortelės. Skirstymui reikalingi keturi TFB duomenims, kurie gaunami iš vienos antenos. Šias korteles sukūrė ir optimizavo Bordo universitetas Prancūzijoje.

Prisimink tai:

$ 1225 = frac {50 kartus 49} {2}. $$

Vėlgi, atlikę koreliaciją, prarasite fazės informaciją.

Jei tai padarytumėte kiekvienoje schemos šakoje, niekada negalėtumėte tinkamai atlikti tolesnių koreliacijų, nes pakeliui prarastumėte fazės informaciją ir nebegalėtumėte atlikti visų galimų porų koreliacijos.

Vis dar gali būti keletas nuostolingų algoritmų, leidžiančių jums atlikti tam tikrą sumažintą vaizdų kiekį taip, kaip siūlote, tačiau tokio didelio ir brangaus masyvo sukūrimo tikslas būtų gauti maksimalų informacijos kiekį.

Taigi iš tikrųjų kiekvieno elemento signalas yra heterodinuojamas vietiniu osciliatoriumi (Kaip ALMA gamina stabilius, tarpusavyje suderintus ~ THz vietinius osciliatorius visiems patiekalams?) Į kelių GHz dažnių juostos dažnių juostą, suskaitmenintą (Kodėl ALMA imtuvai ADC tik 3 bitai?), O tada skaitmeniniu pluošto optiniu kabeliu siunčiami į pagrindinį koreliatoriaus kompiuterio pastatą, o kiekvieno patiekalo pirminė fazės informacija vis dar nepažeista (nors ir skaitmenine forma).


Svarbus įspėjimas: Tačiau savo diagramoje jūs galėjo įsivaizduoti kad kiekvienas iš viršutiniame sluoksnyje esančių žalių elementų yra atšvaito „lopas“ ant vieno indo, o raudonos (vidurinis sluoksnis) kombinuotos dėžės yra vieno indo surinkimo pašaro ragas. Taigi fazinė informacija iš vieno patiekalo angos iš tikrųjų prarandama visiems laikams.

Šia prasme taip, jis tikrai veikia, o masyvo skiriamąją gebą riboja atstumai, skiriantys kiekvieno indo centrus, o ne indų dydis.

Norėdami padėti daugiau galvoti apie tai, žr. Kaip ASKAP židinio plokštumos fazių masyvų kanalai sąveikauja su visu masyvo fazavimu?


Kvantinė astronomija galėtų sukurti šimtus kilometrų pločio teleskopus

Prieš kelerius metus mokslininkai, naudoję radijo bangomis pagrįstą „Event Horizon“ teleskopą (EHT), atliko nepaprastą stebėjimą, kurio panašumas lieka daugumos kitų astronomų svajonė. EHT komanda 2019 m. Balandžio mėn. Paskelbė, kad sėkmingai pavaizdavo supermasyvios juodosios skylės šešėlį netoliese esančioje galaktikoje, sujungdama aštuonių skirtingų radijo teleskopų, pasklidusių mūsų planetoje, stebėjimus. Ši technika, vadinama interferometrija, efektyviai suteikė EHT Žemės dydžio teleskopo skiriamąją gebą arba galimybę atskirti dangaus šaltinius. Esant optiniams bangos ilgiams, atspindintiems nuostabias Hablo kosminio teleskopo ir daugelio kitų garsių įrenginių nuotraukas, šiandien „interferometrai“ gali derinti tik tų prietaisų šviesą, kurie yra ne daugiau kaip kelių šimtų metrų atstumu. Tai gali pasikeisti, kai astronomai kreipiasi į kvantinius fizikus, norėdami padėti sujungti optinius teleskopus, esančius dešimtis, net šimtus, kilometrų atstumu vienas nuo kito.

Tokie optiniai interferometrai pasikliautų pažanga, padaroma kvantinės komunikacijos srityje, ypač kuriant prietaisus, kurie saugo subtilias kiekviename teleskope surinktų fotonų kvantines būsenas. Šie kvantiniai kietieji diskai (QHD) vadinami šie įrenginiai būtų fiziškai perkeliami į centralizuotą vietą, kur kiekvieno teleskopo duomenys būtų gaunami ir sujungiami su kitais, kad būtų galima atskleisti informaciją apie kokį nors tolimą dangaus objektą.

Ši technika primena ikoninį dvigubų plyšių eksperimentą, pirmą kartą atliktą fiziko Thomaso Youngo 1801 m., Kai šviesa patenka į nepermatomą barjerą, kuriame yra du plyšiai, pro kuriuos ji gali praeiti. Šviesa rekombinuojasi kitoje barjero pusėje ir sukuria ryškių ir tamsių juostų trukdžių modelį, dar vadinamą interferograma. Tai veikia, net jei atskiri fotonai po plyšius varvės po vieną: laikui bėgant, interferencijos modelis vis tiek išryškės.

Jei mes turime du teleskopus, kurie gali būti priversti elgtis kaip „Young & rsquos“ plyšiai, ir mes galime gauti interferogramą ant šviesos šaltinio, kaip ant žvaigždės danguje, interferograma jums pasako daug dalykų apie šaltinį, & rdquo sako astronomas Jonathanas Blandas-Hawthornas iš Sidnėjaus universiteto, kurio komanda siūlo naudoti kvantinius kietuosius diskus optinių interferometrų gamybai. Tokie prietaisai vieną dieną galėtų padėti astronomams tiksliau išmatuoti žvaigždžių ir galaktikų dydžius ir vidinius judesius, o tai yra esminis mūsų kosmoso raidos supratimo ingredientas.

Nors radijo astronomai jau yra sukūrę įspūdingus interferometrus, tokius kaip EHT, taip yra daugiausia todėl, kad interferometriją lengviau pasiekti radijuje nei optiniais dažniais trimis svarbiais būdais: Pirma, radijo antenas yra pigiau pastatyti nei optinius teleskopus, todėl galima sukonstruoti didelius jų skaičius (siekiant padidinti signalo rinkimo plotą ir dėl to jautrumą) ir išskirstyti juos (norint padidinti skiriamąją gebą). Antra, astronominiai objektai skleidžia galingas radijo bangas, todėl paprasčiau įrašyti šiuos signalus į atskiras antenas, kad būtų galima vėliau juos koreluoti. Tačiau optiniai šaltiniai paprastai yra daug, daug silpnesni ir mdashso silpni, tiesą sakant, teleskopai dažnai turi kaupti dangaus taikinį ir šviesą tiesiogine prasme po vieną fotoną, o trukdžiai paversti kvantiniu-mechaniniu reiškiniu. Trečia, Žemės atmosfera iškreipia optinę šviesą, paliekant teleskopams mažai laiko fotonams surinkti, kol virš turbulentinio oro sluoksnių sutrinka jų fazė ar darna.

Tokie suvaržymai apribojo optinių interferometrų bazines linijas, tai yra, ilgiausias atstumas tarp susietų teleskopų. Pavyzdžiui, Aukštos kampinės skiriamosios gebos astronomijos centras (CHARA) yra šešių vieno metro optinių teleskopų masyvas, veikiantis Vilsono kalno observatorijoje Kalifornijoje, o jo pagrindinė linija gali būti 330 metrų. Europos pietinės observatorijos ir rsquos GRAVITY interferometro, jungiančio keturis 8,2 metrų teleskopus Paranalio observatorijoje Čilėje, maksimali bazinė linija yra 130 metrų. Įspūdingiausias bet kokio tipo interferometras pasaulyje yra „ESO Gravity“ instrumentas, sako rdquo Blandas-Hawthornas. Dabar įsivaizduokite „ESO Gravity“ [su bazine linija] daugiau nei kilometrą, tris kilometrus ar 10 kilometrų. & rdquo

Taikant įprastą optikos technologiją, tokios sąvokos liktų nepastebimos. Kiekvieno teleskopo surinkti fotonai turi būti siunčiami optinėmis skaidulomis į tam tikrą vietą, kur juos galima sujungti. Be to, kai kurių teleskopų fotonai gali tekti laikytis atokiau linijinių linijų, dažnai susijusių su optinėmis skaidulomis, kad būtų užtikrinta, jog visų teleskopų šviesa nuvažiavo tą patį atstumą. Jei perdavimo arba uždelsimo linijos pailgėja & mdash, kuri įvyksta gerokai trumpiau nei kilometro skalės, fotonai galiausiai absorbuojami arba išsklaidomi, todėl trukdžių padaryti neįmanoma.

Bent jau neįmanoma be kvantinės fizikos pagalbos rankos. 2011 m. Danielis Gottesmanas iš Perimetro teorinės fizikos instituto Ontarijuje ir jo kolegos pasiūlė įpusėjusių fotonų šaltinį pusiaukelėje tarp dviejų tolimų teleskopų. Šaltinis siunčia vieną iš susipynusių fotonų porą į kiekvieną teleskopą, kur dalelės gaminamos trukdyti kitam fotonui, gautam iš dangaus taikinio. Kiekvieno teleskopo trukdžių matavimus galima užregistruoti ir vėliau panaudoti rekonstruojant interferogramą. Nors iš principo tai gali pasirodyti paprasta, ilgesnėms optinės interferometrijos bazinėms linijoms prireiktų kvantinių kartotuvų, labai brangių ir sudėtingų pagal užsakymą pagamintų prietaisų, skirtų susipainiojimui paskirstyti dideliais atstumais, o tai yra „iš anksto parduodamų“ technologijų antitezė.

Dabar Blandas-Hawthornas susivienijo su kvantiniu technologu Johnu Bartholomewu iš Sidnėjaus universiteto ir Matthewu Sellarsu iš Australijos nacionalinio universiteto Kanberoje, kad suprojektuotų optinius interferometrus, kad būtų išvengta įsipainiojusių fotonų ir kvantinių kartotuvų naudojimo. Pagrindinė idėja yra paprasta: apsvarstykite du aštuonių metrų teleskopus, kuriuos skiria dešimtys kilometrų. Kiekvieno teleskopo surinktų fotonų kvantinės būsenos ir reiškia šviesos amplitudę ir fazę kaip laiko ir mdashare funkciją, saugomą kvantiniuose standžiuosiuose diskuose. Astronomai fiziškai gabens šias QHD ir kelių, geležinkelių ar oro transporto priemones į vieną vietą, kur kvantinės būsenos būtų skaitomos ir trukdomos, sukuriant interferogramą.

Bartolomėjus ir jo kolegos kartu dirbo su QHD, kuriuos vieną dieną būtų galima panaudoti tokiam interferometrui sukurti. 2015 m. Grupė teigė, kad fotoninės būsenos gali būti saugomos tam tikrų jonų branduolio sukimosi būsenose europiu legiruoto itrio ortosilikato kristale (arba, paprasčiau tariant, Eu: YSO). Teoriškai, esant kristalui, esant šalčiui dviejų kelvinų temperatūrai, sukimosi būsenos turėtų išlikti darnios iki pusantro mėnesio, sako Bartolomėjus. Laboratorijoje vykusioje demonstracijoje jo komandai pavyko kuklesnis, bet vis tiek įspūdingas rezultatas, parodantis, kad tai gali išlaikyti nuoseklias sukimosi būsenas šešias valandas. Mes juokaudavome, kaip įdėti atminties sistemą į „Toyota Corolla“ galą ir važiuoti greitkeliu, - sako jis. & ldquoGalėtumėte nueiti gana toli. & rdquo

Tačiau 2015 m. Eksperimente fotoninės būsenos sukimo būsenose nebuvo išsaugotos ir vėliau jų gautos. Tai tik parodė, kad sukimosi būsenos kelias valandas išliko vientisos. 2020 m. Gruodžio mėn. Išankstinio spausdinimo tyrime Chuanas-Fengas Li iš Kinijos mokslo ir technologijos universiteto ir jo kolegos pranešė, kad naudojant Eu: YSO kristalus vientisoms fotonų būsenoms išsaugoti ir po valandos jas gauti, patikrinant jų ištikimybę atliekant trukdžių eksperimentus. Puiki mintis yra prijungti tolimus optinius teleskopus per QHD, sako rdquo Li. Tai turėtų būti įmanoma padaryti naudojant kvantines atmintines, pagrįstas Eu: YSO, prie kurių mes dirbame. QHD galima gabenti sunkvežimiais ir sraigtasparniais. & Rdquo

Nora Tischler, Berlyno laisvojo universiteto kvantinė fizikė, nedalyvavusi šiame darbe, taip pat sužavėta idėja naudoti QHD optiniams interferometrams kurti. Nors pasiūlymas techniškai yra labai sudėtingas, verta atkreipti dėmesį į tai, kad tuo galima pasinaudoti jau (ir nepriklausomai) esamais pokyčiais ir pastangomis, - sako ji. Kvantinė bendruomenė stengiasi optimizuoti kvantines atmintis, stengdamasi sukurti būsimus kvantinius tinklus. & rdquo Šios atmintys galėtų būti kvantinių kietųjų diskų pagrindas.

Baltramiejus sako, kad kitas žingsnis yra užtikrinti, kad QHD būtų atsparūs vibracijoms ir pagreičiams, kuriuos jie patirtų transportuodami. Reikia apibūdinti tų jėgų poveikį kvantinei saugyklai, - sako jis. Tačiau optimizmo priežastis yra ta, kad šios branduolio sukimosi būsenos yra labai nejautrios tokio tipo trikdžiams. & rdquo

Nepaisant to, nėra jokios garantijos, kad technika bus sėkminga. Ir jis turi konkurentą. 2019 m. Johanesas Borregaardas, dabar dirbantis Delfto technologijos universitete Nyderlanduose, ir jo kolegos išplėtė „Gottesman & rsquos 2011“ sprendimą, sukurdami metodą, kaip suspausti teleskopais gaunamą informaciją, pasilikti tik atitinkamus fotonus, o likusius išmesti. Tam prireiktų sąveikos su daug mažiau susipynusių fotonų poromis, kurias sunku pagaminti interferometrijai reikalingais greičiais, jei teleskopuose gaunama informacija nėra iš pradžių suglaudinta. Net ir suspaudus, ilgesnės bazinės linijos vis tiek garantuotų kvantinius kartotuvus. Borregaardas sako, kad vis dar neaišku, ar QHD, ar susipynusių fotonų ir kvantinių kartotuvų derinys pirmieji išspręs optinės interferometrijos problemą. Ir vienas, ir kitas yra iššūkis, - sako jis.

Net jei kvantinę lygties pusę galima išspręsti, astronomas Johnas Monnier, Mičigano universiteto optinės ir infraraudonųjų spindulių interferometrijos ekspertas, yra atsargus. Optiniai interferometrai su ilgesnėmis ir ilgesnėmis bazinėmis linijomis stebės mažesnius ir silpnesnius objektus, o tai reiškia, kad mažiau fotonų per laiko vienetą. Norėdami atsikratyti žalingo atmosferos ir neigiamo poveikio, astronomai visada turi labai brangų variantą padaryti teleskopus didesnius ir nepaprastai brangius - padėti juos į kosmosą, kur atmosferos nėra. Arba jie gali naudoti adaptyvią optiką, kuri apima šviesaus etaloninio objekto, esančio danguje arti stebimos žvaigždės ar galaktikos, šviesą, kad būtų pataisytas atmosferos ir rsquos neryškus poveikis.Tačiau skirtingai nei radijo astronomijoje, kur šviesos šaltinių yra gana daug, optinių bangos ilgių, & ldquoit & rsquos labai retai randa ryškų objektą [arti] bet ką, ką norite studijuoti, & rdquo Monnier sako.

Gali būti, kad ateityje optiniuose interferometruose su didelėmis bazinėmis linijomis taip pat bus naudojama tokia adaptyvi optika, kurią šiandien naudoja atskiri teleskopai, kai reikia šaudyti galingais lazeriais, kad danguje būtų sukurtos dirbtinės etaloninės žvaigždės arba žvaigždės. Tačiau šiandien & rsquos lazerio žvaigždės netinka interferometrams, kurių bazinės linijos yra dešimtys kilometrų. Atsižvelgiant į tokius suvaržymus, norint sukurti optinius interferometrus, reikės daugiau nei QHD, sako Monnier. & ldquo [QHD] gali būti labai įdomus ateities kūrinys, kuriame taip pat yra kokia nors nauja interferometrų ar didelių teleskopų lazerio žvaigždė. & rdquo

Jei ši ateitis išsipildys, Blandas-Hawthornas sako, kad atsivers visiškai nauja optinės astronomijos era, ypač interferometrais, naudojančiais 30 ir 39 metrų teleskopus, kurie statomi atitinkamai Havajuose ir Čilėje.

Blandas-Hawthornas taip pat numato sugebėti baltąsias nykštukes, tokias kaip „Sirius B“, ir dvejetaines sistemas, sudaryti į žvaigždžių komponentus, tiksliau išmatuoti žvaigždžių dydį ir jų vidinį greitį danguje (dar vadinamą tinkamu judesiu) ir išsamiau išspręsti žvaigždės, judančios aplink juodąją skylę mūsų galaktikos centre. Žvaigždžių stebėjimas aplink juodąją skylę leis mums nauju būdu ištirti bendrą reliatyvumo teoriją, sako Rdquo Blandas-Hawthornas.

Už Paukščių Tako jis mano, kad 40 metrų klasės teleskopai, sujungti QHD, galaktikose esančias žvaigždes išspręs iki Mergelės spiečiaus ir išmatuos tinkamus šių galaktikų judesius. Šis paskutinis eksperimentas turi pagrindinį poveikį tiriant, kaip didelio masto struktūra vystosi kartu su kosminiu laiku dėl pagrindinės tamsiosios materijos ir tamsiosios energijos atsiradimo “, - sako Bland-Hawthorn.


Kaip veikia interferometrija?

Vienas iš galingesnių radijo astronomijos metodų yra interferometrijos naudojimas sujungiant kelių radijo antenų signalus į vieną virtualų teleskopą. Naudodamiesi interferometrija, galime padaryti radijo vaizdus, ​​kurių skiriamoji geba yra didesnė nei Hablo teleskopo. Bet kaip veikia interferometrija?

Pagrindiniu lygiu interferometrija yra tiesiog dviejų skirtingų šaltinių signalų derinimas. Jei abu signalai yra panašūs, jie sujungiami, kad gautų stipresnį signalą, ir jei jie nėra, jie bus linkę atsisakyti. Astronomijai tai tampa naudinga tuo, kad jei du signalai yra nesinchronizuoti, galite juos perkelti (koreliuoti) taip, kad jie būtų sinchronizuoti. Kai signalas yra stipriausias, jūs žinote, kad jie yra išrikiuoti.

Interferometro sistemos schema, pagrįsta Thompson ir kt.

Kai dvi radijo antenos nukreipiamos ta pačia kryptimi, jos gauna tą patį pagrindinį signalą, tačiau signalai yra nesinchronizuojami, nes pasiekti vieną anteną reikia šiek tiek ilgiau nei kitą. Tas skirtumas priklauso nuo antenų krypties ir jų atstumo vienas nuo kito. Koreliuodami du signalus, galite labai tiksliai nustatyti signalo vietą danguje. Tai tikslumas, kurio reikia norint sukurti aukštos raiškos vaizdą.

Dvi antenos suteikia tik vieną tašką danguje, tačiau su dešimtimis antenų (pvz., ALMA masyvu) galite gauti daug taškų, po vieną kiekvienam antenų supjaustymui. Bet ir tai jums suteikia tik atskirą vaizdo taškų rinkinį. Jei Žemė būtų fiksuota dangaus atžvilgiu, tada mūsų radijo vaizdas atrodytų kaip pointillisto paveikslas.

Tačiau Žemė sukasi dangaus atžvilgiu, todėl, bėgant laikui, santykinės antenų padėties poslinkis astronominio signalo atžvilgiu. Laikui bėgant stebint, spragos tarp antenų užpildomos, kad būtų sukurtas tvirtesnis vaizdas. Tai nėra lengva padaryti. Norint tinkamai sujungti vaizdus, ​​reikia daugybės stebėjimų ir daug skaičiavimo galios. Pavyzdžiui, ALMA reikia tam pritaikyto superkompiuterio, kuris visą laiką praleidžia koreliuodamas signalus.

Susijusios žinutės


Mes artėjame prie 70-ųjų metinių, kai 2021 m. Kovo 25 d. Buvo atrastas radijo spinduliavimas iš neutralaus vandenilio netoli 1420 MHz. 1951 m. Kovo 25 d. Harvardo universiteto Lymano fizikos laboratorijos 4-ame aukšte, pro langą, radijo teleskopu su rago antena buvo išleistas pirmasis vandenilis. Ši galimybė yra tolesnių atradimų pagrindas, leidžiantis pamatyti Visatą niekad neįmanomu būdu.


Ar veiktų radikali interferometrija? - Astronomija

Furjė sintezės vaizdavimas

Interferometro atsakas į lėktuvo bangas

Pagrindinis interferometro matricos vienetas yra viena bazinė linija tarp dviejų antenų, kaip parodyta toliau 1 paveiksle. Lėktuvo bangos, patekusios tiesiai virš galvos, atkeliaus į antenas etapais, o jei signalas kabeliais iki koreliatoriaus nueis tą patį atstumą (pavaizduotas X, nes tai tik dauginimas), signalas iš dviejų antenos suteiks maksimalų atsaką.

figūra 1: Interferometro bazinės linijos su plokštuma geometrija
bangos, krentančios vertikaliai, bangos ilgis ir lambda.

Jei plokštumos banga ateina iš šiek tiek kitokios krypties, ji atkeliaus į antenas šiek tiek iš fazės, o atsakas bus mažesnis, išskyrus tai, kad kai bangos kyla tiksliai 1 bangos ilgio ne fazės metu, atsakas vėl bus maksimalus, nes parodyta 2 paveiksle.

2 paveikslas: Ta pati bazinė linija, kaip ir 1 paveiksle, bet bangoms, patekusioms iš
kampas & teta iš vertikalės. Bangos vėl patenka į antenas
tiksliai fazėje, nes kampas yra toks, kad kelio ilgio skirtumas yra & lambda.

Kampas, kuriam įvyksta antrinis maksimumas, yra & teta = nuodėmė ir minusas1 & lambda/B (1)

Jei turime tikrai monochromatinę sistemą, pakraščiai tą pačią amplitudę tęsis visą dangų. Tačiau praktiškai mūsų stebėjimas bus atliekamas per tam tikrą pralaidumo & Delta & nu. Kadangi atstumas tarp pakraščių priklauso nuo bangos ilgio, vienos juostos dalies dažniai turės pakraščius su vienu tarpu, o kitoje juostos dalyje - dar vieną atstumą, todėl dideliais kampais dažniai pradeda trukdyti vienas kitam. Kokia vertė & teta ar bus papildomas kelio ilgis, lygus vienam bangos ilgiui (t. n & lambda viename grupės gale ir (n+1)& lambda ' kitame gale)? Namų darbams parodysite, kad tai įvyksta

3 paveikslas: Interferometro pradinės linijos geometrija, kai vėluojama & tau yra
įdėta į vieną anteną, kad fazės centras būtų nukreiptas į a
kryptis & tetao nuo vertikalios & lambda.

Tačiau mūsų išraišką (1) reikia modifikuoti, nes dabar svarbu suprojektuotas atstumas tarp antenų, o ne atstumas išilgai žemės. Pakraščių atstumą dabar nurodo

Mūsų aptariamas signalas, kurio fazės centre didžiausias atsakas, vadinamas kosinusas signalo komponentas. Taip pat galima pritaikyti & pi / 2 fazės poslinkį vienos iš antenų signalui ir išmatuoti šį naują signalą, vadinamą sinusas komponentas. Šie du komponentai matuojami vienu metu. Naudojant žymėjimą

4 paveikslas: a) Taškinio amplitudės šaltinio erdvinis žemėlapis a1 erdvinėje koordinatėje & teta1 .
b) Atitinkama fazorinė diagrama, rodanti interferometro atsaką
amplitudė a1 ir fazė & phi1 .

Du taškiniai šaltiniai
Dabar apsvarstykite, kas atsitiks, kai pridėsime antrą taško amplitudės šaltinį a 2 , esantis kampinis atstumas & teta 2 = & minus2 lanko nuo fazės centro. Tai tolygu kito vektoriaus pridėjimui prie fazorinės diagramos su faze & phi 2 = 2& pi & teta 2 /& teta = & minus2& pi/ 15, kaip parodyta 5 paveiksle. Atkreipkite dėmesį, kad dabar interferometro atsakas yra vektorinė suma iš šių dviejų vektorių su rezultatu


5 paveikslas: a) Dviejų taškinių amplitudžių šaltinių erdvinis žemėlapis a1 ir a2 erdvinėje koordinatėje
& teta1 = 10 "ir & teta2 = & minus 2 ". b) Atitinkama fazorinė diagrama, rodanti interferometro atsaką
dviem šaltiniams, kur amplitudės rezultatas ar ir fazė & phir yra jų abiejų vektorinė suma
individualūs atsakymai.

Nuolatinis ryškumo pasiskirstymas
Bet koks nuolatinis ryškumo pasiskirstymas gali būti laikomas taškinių šaltinių rinkiniu. Apsvarstykite gauso skerspjūvio šaltinį,

kur & teta i yra atskiros dydžio erdvinės koordinatės, tarkime, & Delta & theta = & theta i & minusas & teta aš ir minusas1 = 1 ". 6 paveiksle parodytas (4) lygties erdvinis pasiskirstymas 1 /e plotis & alfa = 5 ", sutelktas erdvės koordinatėje & teta o = 10" .


6 paveikslas: Gauso funkcijos erdvinis žemėlapis, parodytas ekv. (4). Amplitudė ir
rodoma vienos iš atskirų 1 "šiukšliadėžių padėtis.

Pagal analogiją su (3) lygtimi akivaizdu, kad gautas signalas, matuojamas interferometro pagrindo krašto atstumu & teta , bus

Kompleksinis matomumas ir Furjė transformacijos ryšys
Galiausiai mes apibrėžiame interferometro atsaką kaip kompleksinis matomumas, V(u, v) = a r galiojimo laikas(i & phi r ), dangaus ryškumo pasiskirstymą apibrėžkite kaip (l, m) = a i , ir padarykite akivaizdų apibendrinimą nuo atskiro sumavimo iki nuolatinio integralo, kad gautumėte:

V(u, v) = (l, m) galiojimo laikas[& minusasi2 & piul + vm)] dl dm . (7)

(7) lygtis parodo Furjė transformacijos ryšį tarp dangaus ryškumo pasiskirstymo (l, m) ir interferometro atsakas (sudėtingas matomumas) V(u, v). Visų pirma, jei matuosime interferometro atsaką V(u, v), galime jį apversti (atvirkštinė Furjė transformacija), kad gautume dangaus ryškumo pasiskirstymą (žemėlapį):

(l, m) = V(u, v) galiojimo laikas[i2 & piul + vm)] du dv . (8)
Gauti u, v Iš antenos masyvo

Sintezės vaizdavimo radijo prietaisą sudaro daugybė radijo elementų (radijo indų, dipolių ar kitų radijo spinduliuotės kolektorių), kurie rodo matavimo taškus u, v vietos. Dabar turime apibūdinti, kaip paversti patiekalų masyvą ant žemės taškų rinkiniu u, v vietos.

E, N, U koordinatės x, y, z
Pirmiausia reikia nustatyti nuoseklią koordinačių sistemą. Antenos paprastai matuojamos tokiais vienetais kaip metrai išilgai žemės. Mes naudosime dešiniarankių koordinačių sistemą Rytų, Šiaurės ir Aukštyn ( E, N, U ). Šios koordinatės yra lyginamos su vietos horizontu, tačiau jos pasikeis priklausomai nuo to, kur esame sferinėje Žemėje. Astronomijoje patogu naudoti koordinačių sistemą, suderintą su Žemės sukimosi ašimi, kuriai naudosime koordinates x, y, z kaip parodyta 7 paveiksle. Konversija iš (E, N, U) iki ( x, y, z) atliekama naudojant paprastą sukimosi matricą:

x 0 & minussin & lambda cos & lambda E
y = 1 0 0 N
z 0 cos & lambda nuodėmė ir lambda U
kuris duoda santykius x = & minusasN nuodėmė & lambda + U cos & lambda
y = E
z = N cos & lambda + U nuodėmė ir lambda
7 paveikslas: Santykis tarp E, N, U koordinatės ir x, y, z koordinatės,
platumai ir lambda. Kryptis z yra lygiagreti dangaus poliaus krypčiai.
Nurodymai y ir E yra ta pati kryptis.

Prisiminkite iš 4 paskaitos, kad erdviniai dažniai u, v yra tik atstumai, išreikšti bangos ilgio vienetais, todėl galime gauti u, v koordinatės nuo bazinio ilgio, išreikštos bangos ilgio vienetais iš šios koordinačių transformacijos:

u 1 nuodėmė h o cos h o 0 B x
v = & minusas & delta o cos h o nuodėmė & delta o nuodėmė h o cos & delta o B y
w & lambda cos & delta o cos h o & minuscos & delta o nuodėmė h o nuodėmė & delta o B z

Atkreipkite dėmesį, kad įvedėme erdvinį dažnį w , kuriuos turime įtraukti, kad būtų tikslūs. Tačiau jei apribojame savo vaizdą mažu dangaus plotu šalia fazės centro (mažos kampinės koordinatės l, m ), tada galime išsisukti tik svarstydami u, v koordinatės. Nepaisymas w sukelia iškraipymus, panašius į dangaus kupolo dalies projekciją į plokščią plokštumą, kaip parodyta 8 paveiksle. Sąlyga, kad tai galiotų, yra 1/2 (l 2 + m 2 )w & lt & lt 1. Dėl w = Pavyzdžiui, 1000 bangos ilgių galėtume nustatyti maždaug 1/30 radianais arba šiek tiek daugiau nei 1 laipsniu. Kai naudojame aukštesnius dažnius ir (arba) ilgesnes bazines linijas, dangaus dalis, kurią galime atvaizduoti be iškraipymų, mažėja. Nuo šiol mes nepaisysime w koordinuoti ir manyti, kad matuojame dangų mažame regione netoli fazių centro.
8 paveikslas: Parodytas dangaus kupolas ir jo aproksimacija kaip plokščia „dangaus plokštuma“.
Bazinėms linijoms su reikšminga w komponentas, plokščio dangaus aproksimacija sukelia
iškraipymai šalia žemėlapio kraštų. Pilkas ovalas dangaus plokštumoje yra tikrai
ant išlenkto dangaus kupolo.

Prisimink tai u, v priklauso nuo valandos kampo, todėl kai Žemė sukasi ir atrodo, kad šaltinis juda dangumi, masyvo pavyzdžiai skiriasi u, v skirtingu laiku. 9 paveiksle pateiktas antenos vietų pavyzdys (9 a ), atitinkamas u, v taškų vienu momentu (9 b ), ir u, v taškų per daugelį valandų (9 c ). The u, v taškai atsekti elipsių dalis, vadinamąsias u, v takelius ir paimkite daugiau u, v lėktuvas. Žemėlapio kūrimas yra vadinamas ilgą laiką Žemės sukimosi sintezė.


9 paveikslas: a ) Masyvo konfigūracijos, susidedančios iš 8 antenų, E ir N antenų vietos metrais, pavyzdys.
b ) U, v mėginių ėmimas, gautas iš šio masyvo vieną kartą (momentinė nuotrauka), nulio valandos kampu. Kiekvienas kryžius reiškia
bazinė linija. Yra N (N-1) / 2 = 28 unikalios bazinės linijos, tačiau dėl simetrijos yra dvigubai tiek daug taškų.
c ) U, v mėginių ėmimas, gautas po 12 valandų integracijos. Besisukanti Žemė sukelia projektuojamas bazines linijas
keistis laikui bėgant, atsekant elipsės kelio dalis. Matomumo atranka

Būdas galvoti apie problemą yra apsvarstyti tai kiekvienam dangaus ryškumo pasiskirstymui (l, m) yra matomumo funkcija V(u, v), tai yra jo Furjė transformacija. Ši matomumo funkcija yra nuolatinė kompleksinė funkcija. Antenų su bazinėmis linijomis masyvas B & lambda, proj = (u i , v i ) matuoja tik tam tikras tęstinio (u, v) matomumo funkcijoje. Šį išmatuotą rinkinį mes vadiname atrankos funkcija S(u, v) = & Sigma k & delta (u & minusas u k , v k ). Čia ir delta (x, y) yra 2-d delta funkcija, o suma yra perimama iš visų bazinių linijų. Atrinkta matomumo funkcija S(u, v)V(u, v) yra faktiniai masyvo pateikti duomenys, ir atlikdami atvirkštinę Furjė transformaciją mes atkuriame "nešvarų vaizdą" D (l, m) , pateiktas
D (l, m) = S(u, v)V(u, v) galiojimo laikas[i2 & piul + vm)] du dv . (9)

Atkreipkite dėmesį, kad nešvariame vaizde naudojami tik atrinkti matomumai, todėl jame nėra visos informacijos apie dangaus ryškumo pasiskirstymą. Norėdami atkurti trūkstamus atstumus, turime naudoti tam tikrą vaizdo atkūrimo techniką. Taip pat atkreipkite dėmesį, kad tikroji matavimo funkcija matuojama prietaisu V '(u, v) = V(u, v) + N(u, v), kur N(u, v) yra neišvengiamas triukšmo komponentas.

Galėtume naudoti „grubios jėgos“ metodą ir apskaičiuoti nešvarų vaizdą per tiesioginę Furjė transformaciją, tačiau tam reikėtų 2MN 2 daugybos, kur M yra mėginių skaičius (bazinės linijos * kartai arba u, v taškų) ir N yra tiesinis vaizdo matmuo pikseliais. Praktikoje, M

N (užpildyti u, v plokštuma), todėl daugybos (ir sin / cos vertinimai) vyksta taip N 4 .

Vietoj to mes naudojame FFT, kuriam reikalinga tvarka ( N 2 žurnalas 2 N ) operacijas, tačiau norint tai naudoti reikia tinklelis u, v duomenis, kuriuos mes išsamiau aptarsime netrukus.

Atrankos funkcija
Prisiminkime konvoliucijos teoremą, kurioje teigiama, kad dviejų funkcijų sandaugos Furjė transformacija yra atskirų funkcijų Furjė transformacijų konvoliucija ir atvirkščiai. Jei žymime funkcijos FT F kaip F tada AB = A * B (konvoliucijos teorema)
A * B = A B .

Kaip pažymėjome aukščiau, mes apverčiame atrinktus matomumus, kad gautume nešvarų vaizdą. Padarysime pavyzdį klasėje, kad parodytume 10 paveiksle parodytus ryšius. Viršutinė eilutė yra dangaus plokštuma (l, m) žemėlapio, pluošto ir purvino žemėlapio vaizdai. Apatinė eilutė yra atitinkama u, v matomumo, mėginių ėmimo funkcijos ir mėginio matomumo plokštuminiai vaizdai. Skydelis ( f ) rodo faktinius radijo matricos matavimus. Skydelis ( c ) nurodo faktinį vaizdą iš masyvo. Yra standartinių vaizdo atkūrimo būdų, kuriuos aptarsime kitą kartą, kuriais iš esmės bandoma numatyti trūkstamus matomumus skydelyje ( d ), kad gautumėte tikrąjį žemėlapį ( a ).

10 paveikslas: a ) Dangaus žemėlapio pavyzdys (modelis). d ) Atitinkami matomumai (žemėlapio „Fourier Transform“).
c ) Modelio antenos matricos sintezuotas pluoštas arba taškinio sklaidos funkcija. e ) Mėginių ėmimo funkcija
masyvas, kurio Furjė transformacija suteikia spindulį ( b ). f ) Plokščių produktas ( d ) ir ( e ), atstovaujanti
atrinkti matomumai. Tai yra faktiniai matavimai iš masyvo. c ) Purvinas žemėlapis, gautas iš
atrinktų matomumų Furjė transformacija. Tai tas pats, kas žemėlapio konvoliucija ( a ) ir
sintezuotas pluoštas ( b ).

Svorio funkcijos ir sijos forma
Kaip ir atliekant bet kokį vaizdo apdorojimą, taškų sklaidos funkcijai kontroliuoti yra įmanoma ir kartais pageidautina. Sintetintas pluoštas gali turėti didelius teigiamus arba neigiamus šoninius kampus (nelygumai nutolę nuo 10 paveikslo centro b ), kurią norėtume sumažinti iki minimumo.

Radijo astronomijoje paprastai naudojami du svarbūs svorių tipai, vadinamieji siaurėjantis ir tankio svoris. Smailėjantis yra naudojamas mažiems purvo žemėlapio pokyčiams, atsirandantiems dėl neišsamių mėginių paėmimo ilgiausiose bazinėse linijose (didžiausia u, v tarpai). Dažnai gausaus kūgis T(u, v) = galiojimo laikas [& minusas(u 2 + v 2 )/& sigma 2 ]

Kita svarbi svorių rūšis yra tankio svoris, kai svorio koeficientas yra proporcingas skaičiui u, v matavimai tam tikroje tinklelyje. Yra du bendri pasirinkimai

Paprastai vienodas tinklelis suteikia malonesnį rezultatą su visa masyvo skiriamąja geba. Tačiau, atvaizduojant išplėstinį šaltinį, natūralus svoris suteikia sklandesnį išplėstinį išmetimą, sumažinant neigiamas vidines šonines dalis. Kiti metodai gali būti naudojami vėliau atkuriant vaizdą, kad paveiktų raišką ir jautrumą išplėstam spinduliavimui, kurį aptarsime kitą kartą.

  1. Pillbox
  2. Sutrumpintas eksponentinis
  3. Sutrumpinta sinc funkcija
  4. Eksponentiniai laikai sutrumpino sinc
  5. Sutrumpintas sferoidinis
  • Pillbox
    C(u) = 1 už | u | & lt m& Deltau/2
    0 kitaip

    Tai tolygu „artimiausiam kaimynui“, jei m = 1, o vienas tiesiog susumuoja kiekvienos langelio duomenis. Tai greičiausias algoritmas, tačiau iškyla blogiausios slapyvardžio problemos. Prisiminti, kad C * V = CV , taigi vaizdas V padauginamas iš C , kuris piliulėms yra tik sinc funkcija.

  • Sutrumpintas eksponentinis
    C(u) = exp [& minusas (|u | / w& Deltau) & alfa ]
    kur paprastai m = 6, w = 1 ir & alfa = 2 (gaussianas). Tada C taip pat yra gaussas ir nukrenta kaip gausas už žemėlapio ribų.
  • Sutrumpintas Sincas
    C(u) = sinc (u / m& Deltau)
    kur paprastai m = 6, w = 1. Jei mes naudojame plotį m = žemėlapio plotis (brangu skaičiuojant laiką!), tada C yra kvadratinė banga ir smarkiai nukrinta, o tai yra šios funkcinės formos pagrindimas.

Konvoliucija su R yra žingsnis, sukeliantis slapyvardį, todėl mes pasirenkame tinklelio konvoliucijos funkciją C(u, v), kuris sumažina pseudonimą.

Vaizdo atkūrimas (dekonvoliucija)

Prieš detalizuodami šiuos metodus, turėtume paklausti, kokį erdvinių mastelių diapazoną galime tikėtis atkurti vaizde. Mažiausią šaltinį (taigi susijusį su pikselių dydžiu) pateikia & Deltal = 1/2u maks , & Deltam = 1/2v maks , o didžiausią šaltinį (taigi susijusį su žemėlapio dydžiu) pateikia N l & Deltal = 1/u min , N m & Deltam = 1/v min . Tinkamo žemėlapio taškų dydžio nykščio taisyklė yra & Deltal = 1/3u maks , & Deltam = 1/3v maks kad būtų trys pikseliai mažiausiame pakraštyje. Gali būti priežasčių nurodyti didesnį žemėlapį, pvz., Žemėlapiui nustatyti iki pirminio pluošto krašto, ir gali būti kitų regėjimo lauko apribojimų, pavyzdžiui, dėl pralaidumo apribojimų (kaip jūsų namų darbe) ar pažeidimo dangaus prielaidos plokščios plokštumos.

Po tinklelio mūsų iš naujo atrinktame matomumo masyve kai kurios langeliai yra užpildyti, o kiti langeliai tušti (tie, kurie neatitinka u, v masyvu išmatuotas taškas). Furjė transformacijos inversija nėra unikali, nes šie neišmatuoti taškai galėjo turėti bet koks reikšmę nepažeidžiant duomenų apribojimų. Vienas konkretus sprendimas, kai visi trūkstami matavimai nustatomi į nulį, vadinamas principinis sprendimas, ir, žinoma, tai tas, kuris atitinka mūsų aptariamą nešvarų vaizdą. Tačiau tai tikrai nėra pagrįstas sprendimas - galima tikėtis nuolatinio matomumo pasiskirstymo. Vaizdo atkūrimo metodų tikslas yra rasti algoritmą, kuris leistų atspėti pagrįstesnes nepamatuotų taškų vertes. A priori informacija yra raktas į „pagrįstų“ verčių pasirinkimą - pavyzdžiui, galime išskirti neigiamas srauto vertes ir bandyti maksimaliai padidinti vaizdo lygumą.

  1. Raskite ryškiausio atvaizdo taško stiprumą ir vietą (arba kai kurią anksčiau apibrėžtą vaizdo dalį)
  2. Iš šios vietos nešvaraus vaizdo atimkite nešvarų spindulį B, padaugintą iš smailės stiprumo ir stiprinimo koeficiento & gama & lt 1. (Užrašykite padėtį ir atimtą srautą.)
  3. Eikite į (1), nebent likusi piko vertė būtų žemesnė už vartotojo nurodytą lygį. Liko tie likučiai.
  4. Sukaupkite taškinio šaltinio modelį su idealizuotu CLEAN spinduliu (t. Y. Pridėkite atgalinius komponentus), paprastai tokio paties dydžio ir formos elipsės formos gaussianą, kaip ir vidinė nešvaraus pluošto dalis.
  5. Pridėkite likučių nuo 3 veiksmo prie švaraus vaizdo.

12 valandų tai yra daugybė žemėlapių, kuriuos reikia išvalyti giliai. Dar blogiau, nežymios valymo variacijos gali užmaskuoti kaip žvaigždžių variacijas. Tai, ką padariau, buvo apriboti valymą tik aplink galaktiką, tada švarius komponentus panaudojau kaip galaktikos modelį. Tada atėmiau modelį ( u, v atvirkštinio transformuoto modelio matomumas) iš u, v duomenis, kurie sukūrė a u, v duomenų bazė, kurioje yra tik žvaigždė. Tada galėčiau apriboti savo švarą mažame dominančiame regione ir greitai sukurti varianto žemėlapius. Visa tai įmanoma dėl Furjė transformacijos linijinio pobūdžio . Galite pridėti ir atimti žemėlapio plokštumoje arba u, v lėktuvas.

  1. Pradėkite nuo numatytojo žemėlapio. Tai gali būti plokščias žemėlapis (delta funkcija u, v vietos), arba tai gali būti purvinas žemėlapis. Šis žemėlapis tampa modeliu, M , pagal kurį kiekvieno pikselio intensyvumas k padalintas.
  2. Apskaičiuokite entropiją, susumavę aukščiau pateiktą tikslinę funkciją visame žemėlapyje. (Praktiškai algoritmai sumažina „neg-entropiją“ H ' = & minusasH = & Sigma kk ln k /Mk e ).
  3. Apskaičiuokite & chi 2 skirtumą visame žemėlapyje tarp modelio matomumo V(uk ,vk ) ir išmatuotas u, v duomenis V(uk ,vk ) ,
      & Delta = & chi 2 = & Sigma k | V (uk ,vk ) ir minusasV(uk ,vk )| 2 / & sigma 2
    1. r i = & lambdaHi & minusas & Delta i

    Tada procesas yra šiek tiek pakeičiamas kiekvieno modelio pikselio ryškumas, kol modelis atitinka duomenis (& Delta indėlis į objektyvią funkciją) ir yra pakankamai vienodas (entropijos termino indėlis H ). Keičiant žemėlapio intensyvumą, į neišmatuotas dedame ne nulio reikšmes u, v taškų u, v plokštumą, tačiau mes taip pat galime keisti išmatuotus taškus. Jei taip, tai pablogins & chi 2, bet galbūt pagerins entropiją. Procesas sustos, kai užpildysime nepamatuotus u, v tokiu būdu, kuris atitinka matuojamus. Tikimės, kad kai baigsime, turėsime žemėlapį, kuris visiškai atitiktų išmatuotas vertes, būtų visur kuo vienodas ir visur būtų teigiamas.

    Norėdami toliau aptarti vaizdo rekonstrukciją, naudosime NRAO vasaros mokyklos paskaitą apie vaizdavimą ir dekonvoliuciją.


    Komentarai

    Teko kalbėti apie jų „Ted“ pokalbį apie vaizdo rekonstravimą. Verta atkreipti dėmesį į keletą taškų. Jie yra

    Mažiausias dydis = bangos ilgis / teleskopo dydis.
    Vaizdo mėnulio su dabartinėmis galimybėmis sunkumai.
    Citata: „vaizdų yra begalinis skaičius“.
    Galvosūkių kūriniai, „kokie vaizdai atrodo kasdien“.

    Jų kasdieniniai vaizdai, kaip duomenų analizės vadovas, buvo painūs. Paprasčiausiai yra du vaizdai, vienas yra tikėtinas, o kitas - ne, tada jis nukrenta ir jūs gaunate paskutinį vaizdą. Tai galų gale yra vaizdas. Tai skiriasi nuo kitų naujausių vaizdų, daugiausia sekančių „Interstellar“ juodosios skylės versiją.
    Ar tai teisinga versija, ar abu teisingi?

    Kaip ir matomo dydžio atveju, abejotina, kokį poveikį ELT turės optiniams bangos ilgiams? Bet kaip ir kitiems žmonėms, laukiant ir numatant dabartinių galimybių patobulinimų ar bent jau atlikėjo įspūdžio, paremto duomenimis.

    Norėdami paskelbti komentarą, turite būti prisijungę.

    Abi yra teisingos, tačiau M87 * yra tik 40 mikrosekundžių sekundės, o EHT skiriama 20 mikrosekundžių skiriamoji geba, todėl yra per mažai taškų, kad būtų galima išspręsti tarpžvaigždinio disko funkcijas.


    Interferometrija ir radijo astronomijos sintezė (Astronomijos ir astrofizikos biblioteka)

    Ši knyga yra atvira prieiga pagal CC BY-NC 4.0 licenciją.

    Trečiajame šios nepakeičiamos radijo interferometrijos knygos leidime pateikiami išsamūs antrojo leidimo atnaujinimai, įskaitant praėjusio dešimtmečio diskusijų apie masyvus, kurie dabar apima visą nuo žemės stebimą elektromagnetinio spektro radijo dalį, rezultatus ir techninius pasiekimus.

    Ši knyga yra atvira prieiga pagal CC BY-NC 4.0 licenciją.

    Trečiame šios nepakeičiamos radijo interferometrijos knygos leidime pateikiami išsamūs antrojo leidimo atnaujinimai, įskaitant praėjusio dešimtmečio diskusijų apie masyvus, kurie dabar apima visą nuo žemės stebimą elektromagnetinio spektro radijo dalį, rezultatus ir techninius pasiekimus 10. Nuo 1 MHz iki 1 THz veiksnių, turinčių įtakos masyvo greičiui, analizė ir išplėstinė diskusija apie skaitmeninio signalo apdorojimo būdus ir scintiliacijos reiškinius bei atmosferos vandens garų poveikį vaizdo iškraipymams, be daugybės kitų temų.

    Ši knyga visapusiškai ir išsamiai išdėstydama visus radijo interferometrijos ir sintezės vaizdavimo teorijos ir praktikos aspektus įsitvirtino kaip standartinė nuoroda šioje srityje. Pradedama pagrindinių radijo astronomijos principų apžvalga, trumpa radijo interferometrijos raidos istorija ir elementaria interferometro veikimo diskusija. Remiantis šiuo pagrindu, jis gilinasi į pagrindinius interferometrijos ryšius, pateikia koordinačių sistemas ir parametrus sintezės vaizdavimui apibūdinti ir nagrinėja antenų konfigūracijas kelių elementų sintezės matricoms. Aptariami įvairūs priėmimo sistemų projektavimo ir reagavimo aspektai, taip pat specialūs labai ilgos bazinės interferometrijos (VLBI) reikalavimai, vaizdo rekonstrukcija ir naujausi vaizdo gerinimo metodų bei astrometrinių stebėjimų pokyčiai. Taip pat aptariami sklidimo efektai terpėje tarp šaltinio ir stebėtojo ir radijo trukdžiai - veiksniai, ribojantys našumą. Pristatomos susijusios technikos, įskaitant intensyvumo interferometriją, optinę interferometriją, Mėnulio okultacijas, palydovų stebėjimą Žemės orbitoje, nuotolinio Žemės jutimo interferometriją ir antenos paviršių holografinius matavimus.

    Ši knyga bus naudinga visiems, kurie domisi radijo interferometrijos metodais astronomijos, astrometrijos, geodezijos ar elektrotechnikos srityse.


    Kaip radijo astronomija atskleidžia Visatą

    Paukščių kelias šviečia virš Aleno teleskopų masyvo Kalifornijoje.

    Emily Levesque

    Jei paprašysite astronomo pasirinkti patį įdomiausią paveikslą visoje astronomijoje, daugelis iš mūsų nurodys pažįstamą oranžinį žiedą. Iš pirmo žvilgsnio jis gali atrodyti nedaug - neryškus švytintis spurgas, šiek tiek išsipūtęs apačioje ir nuo praėjusio mėnesio nusėtas kreivomis linijomis, tačiau iš tikrųjų šis nereikalingas ratas yra pirmasis žmonijos žvilgsnis į juodąją skylę su spalvomis pasirinkta ne mėgdžioti realizmą, bet nurodyti radijo spinduliuotės intensyvumą.

    Šis vaizdas buvo užfiksuotas taip ryškiu vaizdu, kad tarsi skaitydamas datą ketvirtadalyje Los Andžele stovėdamas Vašingtone, vaizdas atskleidė 6,5 milijardo kartų masyvesnę juodąją skylę nei mūsų pačių saulė 55 milijonų šviesos galaktikos centre. -metais. Mažytės nuotraukos detalės atskleidė, kad juodoji skylė sukasi pagal laikrodžio rodyklę ir kasmet sunaudoja šimtų Žemės masių ekvivalentą. Net naujai išraižytos linijos rodo stipraus magnetinio lauko signalus.

    Šis precedento neturintis vieno iš paslaptingiausių objektų visoje fizikoje vaizdas yra naujausias iš ilgų radijo astronomijos padarytų atradimų. Garsiajame įvaizdyje esantis mokslas gali kelti mintis, tačiau mokslas, kuris tai padarė, yra savaime įspūdingas, leidžiantis mokslininkams, kartu dirbantiems planetoje, atlikti visiškai naują kosmoso tyrimo būdą.

    Radijo režimas yra viename elektromagnetinio spektro gale, kur šviesos bangos turi mažai energijos. Pirmosios aptiktos radijo bangos, susidariusios pagreitėjus įkrautoms dalelėms, buvo dirbtinai generuojamos 1800-ųjų pabaigoje. Lengvai pagaminamos ilgos bangos, kurios leido netrukdomai nuvažiuoti didelius atstumus, radijo bangos iškart buvo vertinamos kaip puiki ryšio priemonė. Iki 20 amžiaus pradžios fizikai žinojo, kad bangas gali sukelti ir gamtos reiškiniai, pvz., Žaibas, tačiau jie daugiausia norėjo išvengti šių nemalonių „triukšmo“ šaltinių, kad pagerintų radijo ryšio technologijų aiškumą, galią ir pasiekiamumą.

    Karlas Jansky siekė būtent šio tikslo, kai pirmą kartą atsitiktinai 1931 m. Atrado „žvaigždžių triukšmą“. Būdamas „Bell Labs“ fiziku ir inžinieriumi, jis sukonstravo milžinišką 100 pėdų skersmens ir 20 pėdų aukščio anteną, sumontuotą ant „T“ modelio padangų rinkinio. todėl jis galėjo suktis ir nukreipti bet kuria kryptimi. Jo kolegos pravardžiuodavo „Jansky linksmybes“.

    Pasidalinkite šiuo straipsniu

    Nukopijuota!

    Naujienlaiškis

    Gaukite „Quanta“ žurnalą į savo pašto dėžutę

    Karlas Janskis kosminius radijo signalus atrado atsitiktinai, naudodamas besisukančią anteną, pravarde „Jansky karuselė“.

    Kai Janskis pradėjo naudoti anteną, jis pastebėjo silpną, bet nuolatinį šnypštimą savo duomenyse. Pasinaudojęs linksmo rato manevringumu, jis susekė šaltinį ir galiausiai nurodė jo vietą. Antena nerinko netoliese esančių griaustinių ar pasiklydusių Žemės susietos spinduliuotės šaltinių - ji aptiko energiją, ateinančią iš Paukščių Tako centro.

    Jansky atradimą astronomijos bendruomenė dažniausiai sutiko su lengvu smalsumu. Didžiosios depresijos viduryje observatorijos nenorėjo skirti ribotų lėšų naujoms spekuliacijoms. Tačiau jaunam mokslininkui ir inžinieriui Grote'ui Reberiui Jansky atradimas buvo patrauklus ir pažadėjo savo karjerą skirti radijo signalų iš kosmoso studijoms. Atsisakęs darbo „Bell Labs“, jis nusprendė savo Ilinojaus kieme pasistatyti savo radijo teleskopą: parabolinį 31 pėdų indą, kurio radijo imtuvas pritvirtintas tiesiai virš jo.

    Jo pastangos buvo nepaprastai sėkmingos, atkartojant Jansky pastebėjimus ir tada sukūrus pirmąjį dangaus radijo žemėlapį. Jis rado ryškios radijo spinduliuotės dėmių, kurios vėliau bus identifikuojamos kaip tolimos galaktikos ir paskutiniųjų supernovų paliktas detritas. Iki 1940 m. Reberis leidėsi „Astrofizikos žurnalas“, o jo darbai paskatino astronomijos bendruomenę plačiau domėtis radijo stebėjimais.

    Stebėdami šiuos ilgesnius bangos ilgius, astronomai suteikė visiškai naują langą į Visatą, leidžiantį jiems aptikti radijo spinduliavimą, kurį sukelia silpnų tolimų šilumos šaltinių spindesys ir egzotinė fizika, galinti ekstremaliais ir netikėtais būdais pagreitinti įkrautas daleles. Radijo teleskopai pirmieji pastebėjo greitai besisukančius negyvų masyvių žvaigždžių, vadinamų pulsarais, kompaktiškus likučius, kosminį mikrobangų foną (šviesą su paties Didžiojo sprogimo pirštų atspaudais) ir pirmuosius supermasyvių juodųjų skylių ženklus galaktikų centruose, įskaitant mūsų pačių - įtariamas pirminio Jansky atradimo šaltinis. Šie reiškiniai yra tiesiog nematomi, jei žiūrite tik į matomą šviesą.

    Radijo astronomijos mokslas yra jaudinantis, tačiau teleskopai atrodo neabejotinai keistai tiems, kurie įpratę prie blizgančių veidrodinių teleskopų, pro kuriuos žvalgėsi. Tačiau esant ilgiems radijo šviesos bangų spinduliams, radijo teleskopų indai taip pat blizga, atspindėdami radijo bangas nuo dangaus iki imtuvo, taip pat kaip matoma šviesa atsispindi nuo teleskopo veidrodžio ir į okuliarą. Radijo teleskopai taip pat laikosi tų pačių pagrindinių matomos šviesos teleskopų nuostatų: Veiksmingiausi turėtų tamsoje (tam, kad pašalintų konkuruojančius šviesos šaltinius), ir kuo didesni, tuo geriau.

    Arecibo observatorijoje Puerto Rike buvo vienas didžiausių radijo teleskopų pasaulyje, kol jis žlugo 2020 m.

    Nors didelis teleskopo plotas leidžia mums surinkti daugiau šviesos ir stebėti silpnesnius objektus (pagalvokite apie savo vyzdžių išsiplėtimą tamsioje patalpoje), didelis teleskopo skersmuo mums padeda padaryti ryškesnes nuotraukas (pagalvokite apie didžiulius teleobjektyvus, kuriuos sporto fotografai naudoja ryškiems veiksmams užfiksuoti. nuotraukos iš stadiono šono). Šis ryškumas dažnai yra pagrindinis astronomijos tikslas, nes jis leidžia mums nustatyti atskiras tolimųjų galaktikų žvaigždes arba atvaizduoti tikslią ūko formą, o radijo astronomijos ilgio bangos siūlo kitokį būdą statyti didelius teleskopus. Radijo teleskopai gali pasiekti neįtikėtinai didelį efektyvų skersmenį dėl interferometrija vadinamos technikos, kuri sujungia mažesnių atskirų patiekalų masyvo duomenis ir leidžia jiems veikti kaip vienas gigantiškas teleskopas, sukuriantis vieną aštrų vaizdą. Interferometrijos mokslas yra bauginantis, tačiau jis duoda neįtikėtinų rezultatų: būtent ši technika leido „Event Horizon“ teleskopui į vieną planetos dydžio teleskopą sujungti aštuonias radijo observatorijas iš viso pasaulio ir užfiksuoti garsųjį juodosios skylės vaizdą.

    Taigi radijo teleskopams „didelis“ yra akivaizdžiai įmanoma. O „tamsus“? Tai kelia daug didesnį iššūkį. Ironiška, kad pirminis Jansky tikslas - išfiltruoti natūralius radijo bangų šaltinius ir užmegzti kelią ryšių technologijoms - dabar radijo astronomams, besistengiantiems tirti visatą, yra atvirkštinė šiuolaikinės elektronikos amžius. Jei jūsų akys matytų radijo šviesoje, kambarys aplink jus taptų akinančiu radijo signalų raizginiu: „Wi-Fi“ tinklų debesis, atsitiktiniai netoliese esančių mobiliųjų telefonų šviesos pliūpsniai net mirksi nuo mažų žaibų, kuriuos sukuria žvakės. pravažiuojančiuose automobiliuose.

    Vienas iš būdų užkirsti kelią šiam chaosui nuo didžiulių kosminių duomenų yra apriboti netoliese esančius dirbtinius radijo signalus, kaip tai daro Vakarų Virdžinijoje esanti Žaliojo banko observatorija. Šis įrenginys yra giliai Nacionalinės radijo tyliojoje zonoje, kuri riboja technologijas, kad sumažintų radijo triukšmą: „Wi-Fi“, mobilieji telefonai ir mikrobangų krosnelės yra draudžiamos, o visos transporto priemonės važiuoja dyzeliniais varikliais. (Nepaisant to, mokslininkai čia neteko pastebėti laiko skraidančių voverių keliamam triukšmui, po to, kai netoliese buvo atliktas gamtos apsaugos tyrimas graužikams pritaikius GPS apykakles, kad būtų galima ištirti jų migracijos įpročius.) Individualios observatorijos, sudarančios „Event Horizon“ teleskopą, gali būti išsibarstę po visą pasaulį, tačiau kiekviena vieta - nuo Pietų ašigalio iki Atacamos dykumos iki aukščiausio Havajų kalno - yra neabejotinai nutolusi, kuo izoliuota nuo nuolat kenkiančio žmonijos triukšmo.

    Vakarų Virdžinijoje esantis „Green Bank“ teleskopas yra Nacionalinės radijo tyliojoje zonoje, kurioje draudžiama naudoti tam tikrus prietaisus, kad jie netrukdytų radijo signalams iš kosmoso.

    Kad ir kaip apmaudu, kad nauja technologija gali padidinti radijo triukšmo plitimą, ji taip pat kelia gąsdinančią galimybę: Ar mes kada nors galime stebėti dirbtines radijo bangas, kurios nėra mūsų pačių sukurtos?

    Radijo astronomija ilgą laiką buvo laikoma puikiu signalo iš kitų pasaulių paieškos būdu. Tiesą sakant, patį pirmąjį radijo astronomijos eksperimentą galima atsekti dar prieš Janskį iki 1924 m. Rugpjūčio, kai Marsas per artimiausią šimtmetį padarė artimiausią pravažiavimą Žemei. Jungtinių Valstijų astronomai paskelbė „Nacionalinę tylos radijo dieną“, ragindami žmones nutraukti radijo imtuvų naudojimą reguliariais intervalais tikėdamiesi, kad kaimyninių marsiečių signalas gali tai padaryti. Jungtinių Valstijų jūrų observatorija netgi pasiuntė radijo imtuvą ant dirigento, kad paimtų galimą Marso pranešimą, su kriptografu, jei prireiktų vertimų.

    Šiandien nežemiškos žvalgybos arba SETI paieškos yra rimtas mokslinis darbas. Vadovaudami žinomų mokslininkų, tokių kaip Frankas Drake'as ir Jillas Tarteris, ir naudodamiesi sunkiai laimėtomis priemonėmis, tokiomis kaip Alleno teleskopų masyvas Kalifornijoje, SETI tyrėjai naudojasi įdomiomis radijo režimo teikiamomis atradimų galimybėmis. Juk tos pačios radijo bangos, naudojamos tolimam ryšiui čia, Žemėje, taip pat keliauja į išorę, į mūsų kosmosą transliuodamos mūsų technologinio meistriškumo signalinius ženklus. Visiškai įmanoma, kad tolimos civilizacijos galėtų siųsti panašius signalus ar net bandyti specialiai perduoti pranešimus, nes jos turės tą patį elektromagnetinį spektrą, koks esame mes.

    Aišku, radijo astronomija mums siūlo didžiules galimybes: galimybę pamatyti tolimoje juodojoje skylėje nematomą, atskleisti naują įdomią fiziką ir galbūt net surasti pirmuosius nežemiško intelekto įrodymus. Juokingi, kaip jie gali atrodyti nežinantiems, radijo teleskopai yra neįkainojama astronomijos priemonė, kuri mums ir toliau atskleis naujas visatos dalis.


    Ep. 603: Naujos radijo spalvos & # 8211 ilgėja

    Praėjusią savaitę mes kalbėjome apie tai, kaip nauji teleskopai ir technika leidžia astronomams ištirti trumpiausius šviesos bangos ilgius. Šią savaitę einame į kitą elektromagnetinio spektro galą ir tyrinėjame ilgesnes radijo bangas, kuriomis dabar gali naudotis astronomai.

    Rodyti užrašus

    Nuorašas

    Fraseris: „Astronomy Cast 603“ epizodas, naujos radijo spektro spalvos. Sveiki atvykę į „Astronomy Cast“, mūsų kas savaitę faktais pagrįstą kelionę per kosmosą, kur mes jums padėsime suprasti ne tik tai, ką žinome, bet ir kaip mes žinome tai, ką žinome. Aš esu Fraseris Kainas, „Universe Today“ leidėjas. Su manimi, kaip visada, yra dr. Pamela Gay, vyresnioji Planetos mokslo instituto mokslininkė ir „Cosmo Quest“ direktorė. Ei, Pamela, kaip tau sekasi?

    Dr. Gay: Man gerai sekasi, kaip tau sekasi, Fraser?

    Fraseris: Puikiai sekasi. Oras puikus, negaliu skųstis. Tikrai, tai akivaizdžiai pusė mano laimės, kaip sekasi orai.

    Dr. Gay: Aš tai labai vertinu. Šiandien ji negali nuspręsti, ar ji nori būti pilka ir neužmiršta, ar saulėta, o akimirkos, kai saulėta, yra didinga.

    Fraseris: Taip. Mano kaltė, kad nusprendžiau gyventi niūriame pajūrio atogrąžų miške, kur lietus prasideda spalio mėnesį ir jis nepasiduoda iki kovo pabaigos. Bet taip, jis yra toks gražus ir viskas žaliuoja, o visi augalai yra išnykę, o visos gėlės pievose, ir viskas tik pasirodo, ir bitės išnyra, ir tai puiku. Tai gerai. Man tai patinka. Gerai. Taigi praėjusią savaitę mes kalbėjome apie tai, kaip nauji teleskopai ir technika leidžia astronomams ištirti trumpiausius šviesos ilgius. Šią savaitę einame į kitą elektromagnetinio spektro galą ir tyrinėjame ilgesnes radijo bangas, kuriomis dabar gali naudotis astronomai.

    Mes tai pasieksime per sekundę, bet pirmiausia turėkime pertrauką. Ir mes grįžome. Gerai, Pamela. Praėjusią savaitę, kaip prisimena žmonės, kaip vadinosi itin didelės energijos gama spinduliuotė?

    Fraseris: „PeVatrons“, kuris man nepatinka, bet tai nepriklauso nuo manęs. Tada eikime į kitą galą ir pakalbėkime apie ilgiausiai - kaip jau minėjome, matoma šviesa, infraraudonoji, ultravioletinė, gama spinduliuotė, radijo bangos, viskas tas pats. Visa tai yra tik įvairaus bangos ilgio fotonai. Taigi, eikime į kitą galą. Kur prasideda radijo spektras?

    Dr Gay: Gana daug ten, kur jūsų mikrobangų krosnelė pradeda gaminti maistą. Kai tik šviesos bangos ilgis tampa didesnis nei plauko gabalėlis, tampa lengva juos stebėti su dideliais indais ir tampa įmanoma derinti šviesos bangų ilgius, panašius į faktą, su interferometrija. Ir tai, kaip mes darome mokslą, iš esmės keičiasi šiais ilgesniais bangos ilgiais.

    Fraseris: Dabar jūs sakote, kad žmogaus plaukų plotis yra tas, kur prasideda radijo spektras?

    Dr. Gėjus: Čia pat. Taigi, apie tai reikia galvoti, jei turite optinį teleskopą, jo paviršius turi būti be trūkumų. Dulkių grūdelis ant jo būtų didžiausias jo defektas, ir jūs vis tiek liūdėtumėte susidūrę su tuo dulkių grūdeliu. Taip yra todėl, kad šviesos bangos ilgiai yra tokie maži, kad tas dulkių gabalas yra matomas ir sukelia problemų.

    Dr. Gay: Kai bangos ilgiai ilgėja ir ilgėja, veidrodžiai gali turėti vis didesnių defektų, o iš tikrųjų galite pereiti nuo puošnių aukštų šlifuotų veidrodžių prie vištienos vielos, kai pradėsite žiūrėti į pakankamai ilgus dalykus šviesos bangos ilgiai.

    Dr. Gay: Tai milimetro bangos ilgis, nuo kurio jūs pradedate turėti - jūs nerimaujate dėl to plaukų gabalo, o ne nuo dulkių.

    Fraseris: Taigi, kai žmonės kalba apie submilimetrą, kuris yra mažesnis nei milimetras, tai juda link plaukų. Tada jūs pateksite - taigi, ar mikrobangų krosnelės yra mažesnės? Jie yra submilimetre, tiesa, mikrobangos?

    Fraseris: Nors, matyt, galite naudoti mikrobangų krosnelę, kad pamatytumėte šokolado bangos ilgius ir panašius dalykus. Galite įdėti šokolado į savo mikrobangų krosnelę, galite įjungti mikrobangų krosnelę ir tada pamatysite šilumos linijas dalimis, kurios ištirps šokolado plytelėse.

    Dr. Gay: Taigi, aš apie tai nežinojau, bet standartinis eksperimentas, atliktas su universiteto studentais, yra tai, kad iš esmės jūs paskambinote, kas turi mikrobangų krosnelę, kurios jie nebenori? Išimate tą besisukantį dėklą, mikrobangų krosnelės dugną išklojate zefyrais, įjungiate mikrobangų krosnelę ir zefyrai plečiasi palei ten, kur mikrobangų krosnelės viduje teigiamai trukdo bangos, ir tai nuostabu.

    Fraseris: Oho. Tai nuostabu. Taip. Taigi, tai kažkaip beprotiška. Mes negalime jų pamatyti su savo akių obuoliais, bet mes galime juos pamatyti netiesiogiai su savo instrumentais. Šiuo atveju mūsų instrumentai yra zefyrai.

    Fraseris: Tai, manau, puiku. Gerai. Taigi, mes žinome, kad žiūrime į šiuos daug ilgesnius bangos ilgius. Taigi, kokio dydžio jie gali būti?

    Dr. Gay: Tai nuostabi dalis. Jūsų FM radijas sumažėja iki maždaug 10 megahercų, tai yra apie 30 centimetrų. Mes iš tikrųjų pradedame tai praeiti su kai kuriais būsimais detektoriais, kurie pradės ieškoti pusės metro, metrų bangos šviesos. Ir fizika mūsų šiuolaikinėje visatoje, kas generuoja šiuos pokyčius, kai mes einame į vis ilgesnius bangos ilgius. Bet tai, kas nuostabu, nes visatos plėtimosi būdas, tolimiausios visatos dalys, jų bangos ilgiai vis labiau raudoni. Taigi, tokius puikius dalykus kaip 21 cm linija vandenilyje galime pamatyti tik eidami ilgesnį nei 21 centimetras, jei norime pamatyti tolimą visatą.

    Fraseris: Taigi, ką mes matome ilgiau - ką rodo radijo spektras, ko nematome kitose spektro dalyse?

    Dr. Gay: Paprasčiausiu lygmeniu yra daugybė skirtingų molekulių, kurių energijos būsenos, kai jos pereina iš vieno lygio į kitą, yra radijo bangomis. Taigi, matote vandens garus. Vandens garai yra tai, kas piktina daugelį radijo astronomų, o kai kur - ir optinius. Jūs pradedate matyti daug sudėtingesnes molekules. Formaldehidas tampa matomas, kai mes paliekame matomą spektrą. Visa tai, kas yra milžiniškuose molekuliniuose debesyse, yra visa chemija, kilusi iš radijo astronomijos. Ir kas nuostabu, nes, kaip praeitą savaitę kalbėjome, tikrai ilgi bangos neišsibarsto taip lengvai, kaip trumpi bangos ilgiai.

    Šie ilgi bangų ilgiai taip pat gali praeiti per diską, dulkėtas, dulkėtas mūsų Paukščių Tako diskas gali prasiskverbti nuo šerdies ten, kur esame dabar. Taigi, visata atsiveria, tampa skaidresnė ir atskleidžia savo cheminę struktūrą tiesiog įžengusi į radiją.

    Fraseris: Klasikinis pavyzdys, ypač naudingas astronomams, ar ta 21 cm linijos idėja?

    Dr. Gėjus: Taip. 21 cm ilgio linija yra vienas iš tų dalykų, kurį matome iš šalčiausių, nuobodžiausių visatos rajonų, kuriuose vis dar yra daiktų. Tai yra raktas. Ten yra nuobodžių vietų, kurios paprastai atrodo visiškai skaidrios, išskyrus tai, kad jose iš tikrųjų yra difuzinės vandenilio dujos. Šie vandenilio atomai turi sukimosi / apvertimo perėjimą, kai tik šis orientacijos pokytis atomo link atiduoda šiek tiek energijos tuo 21 centimetru. Tai yra plonas linijos perėjimas, ir jei atomai yra įkaitę, jie neturi galimybės įvykti šio reto perėjimo. Palikite dujas ramybėje.

    Dr. Gay: Ir jūs matote 21 cm šviesą. Taigi, mes galime atsekti kietą, kitaip nematomą medžiagą iš vandenilio, kuris ten yra, kitaip skaidrus.

    Fraseris: Gerai. Taigi, apie šiuos ilgesnius bangos ilgius pakalbėsime per sekundę, bet pirmiausia padarykime pertrauką. Ir mes grįžome. Teisingai. Gerai. Kalbėjomės apie 21 cm ilgio liniją, galvojame apie tokią, .2 metro. Tai patenka į tas ilgesnes ir ilgesnes bangas. Taigi, klausimas, kurį aš tikrai noriu žinoti, yra, kaip žemai galime eiti?

    Dr. Gay: Na, mes sužinosime su kvadratinių kilometrų masyvu, kurį šiuo metu planuojama statyti Afrikos pietuose ir Australijoje. Planuojama pereiti prie skaitiklio raiškos. Tai, kas iš tikrųjų nuostabu dėl šių labai ilgų bangos ilgių, yra tai, kad pereidami nuo optinio, kur turite šiuos puikius veidrodžius ar lęšius, iki mikrobangų krosnelės, kur turite šiuos atspindinčius paviršius, pavyzdžiui, palydovines antenas, kurios vis dar yra labai gerai sujungtos, iki „Arecibo“, ties dešimtimis centimetrų ir iš esmės vištienos viela. Priartėjus prie šių metrų bangos ilgių, iš esmės iš žemės išlenda smaigalys.

    Taip yra todėl, kad jūsų antena yra jūsų bangos ilgio kartotinė. Ir jei jūs žiūrite į tai, kas turi vieno metro bangos ilgį, iš esmės viskas gerai, jei naudojate vieno metro lazdą arba vieno metro lazdelės daugiklį, išeinantį iš žemės.

    Fraseris: Mažos eglutės.

    Dr. Gay: Tai radijo antena. Taigi, užpakalyje bus daugybė skudurų ir paplis po Afrikos pietus.

    Fraseris: Taip. Jie yra gana protingas dizainas, tai - aš juos vadinu kalėdinėmis eglutėmis, jūs juos vadinate dygstančiais gabalėliais, nes nuo jų atsiranda visos šios mažos šakutės, kurios leidžia iš esmės nukreipti skirtingomis kryptimis, nejudinant antenos. Jūs tik suprantate, kurias eglutės dalis naudosite šiems signalams priimti iš visatos. Taigi, ką šie ekstremalūs bangos ilgiai pradeda mums pasakyti, ir kas netgi yra teorija? Mes kalbėjome apie 21 cm ilgio liniją, kuri yra labai vertinga, nes ji pasako, kur yra visatos nevirtas vandenilis.

    Tokie dalykai kaip formaldehidas, alkoholis, yra visokių tikrai nuostabių molekulių, kurias galime nujausti. Kai mes ilgėjame ir ilgėjame, ar yra kažkokių dalykų, kurių, mūsų manymu, yra, kurių mes dar negalėjome pamatyti?

    Dr. Gay: Na, tai yra vienas iš tų, kaip pasakyti, ko nematai? Viena vertus, tai leis mums, kaip sakiau, pamatyti dalykus, kurie yra raudoni, perkelti į tuos ilgesnius bangos ilgius. Kita vertus, tai pradės leisti mums apriboti objektus, kuriuos mes žinome, bet nesuprantame. Šiuo atveju greitas radijo sprogimas yra vienas iš mano mėgstamiausių pavyzdžių, nes tai, kas dabar pasirodo, yra tai, kad jūs ilgesnį ir ilgesnį bangos ilgį keičiate, mums reikia vis ilgesnės šviesos. Ir ne tai, kad šviesa važiuoja kitu greičiu, o tai, kad šviesa kažkaip gaminama su vėlavimu, įmontuotu kaip bangos ilgio funkcija.

    Iki galo nesuprantame greitų radijo bangų. Šiuo metu dėl jų kaltiname neutronų žvaigždes. Mes nesuprantame, kokia medžiaga aplink greitą radijo sprogimą gali sukelti šį vėlavimą to, ką matome esant skirtingiems bangos ilgiams. Mes tiesiog žinome, kad tai yra kažkas, ką mes matome. Bet koks paaiškinimas, kurį mes pateikiame dėl greitų radijo bangų, turės įtraukti šį vėlavimą kaip bangos ilgio funkciją. Tai kažkaip šaunu, o taip pat - o brangusis, tai labai sudėtinga.

    Fraseris: Manau, kad kitas dalykas yra tai, kad yra tokių objektų kaip žvaigždės, tokie dalykai, kurie išspinduliuoja radijo bangas. Bet kai jūs įtraukiate į tai visatos plėtrą ir tai, kad viskas yra neįtikėtinai ilgame raudoname poslinkyje, tai tampa vis sunkiau pamatyti, nes jie stumia. Tai, kas kadaise buvo matoma šviesa, dabar yra mikrobangų krosnelėje, kuri kadaise buvo mikrobangų krosnelėje arba kartą radijuje, dabar yra tikrai didelis radijas. Taigi, norint, kad šie ilgesni bangos matytųsi, nėra jokios ribos. Ši mintis, kad tolimoje, toli ateityje, milijonais, milijardais metų, būsimi astronomai neturės tiek daug supratimo apie Visatos istoriją, nes ji išsiplės kosminiame horizonte. Bet dalykas, kuris visada bus, bus vis ilgesnis radijo bangų ilgis.

    Dr. Gay: Ir mes tuo pasinaudojome ilgą laiką. Matoma linija, kuria remiamės vidutinio nuotolio galaktikose, iš tikrųjų yra Lyman-alfa linija, į kurią, jei norėtume pažvelgti laboratorijoje, yra mėlyna paletė to, ką galime pamatyti savo akimis. Bet kad per daug mėlyna, kad linija būtų vis raudonesnė ir raudonesnė, kad, žiūrėdami į tolimus objektus, matome Lyman-alfa su savo matomais šviesos teleskopais. Mes vis tolinsime čiulptukus vis toliau, o dabar jūs pradedate žiūrėti į juos be kablelio, galų gale su vis didesniais teleskopais, kurie mums nepaprastai leidžia, nes su jais galima atlikti interferometriją, leiskite mums taip aukštai raiškos vaizdai.

    Fraseris: Gerai. Taigi, apie interferometriją kalbėsime daugiau per sekundę, bet pirmiausia turėkime dar vieną pertrauką. Ir mes grįžome. Dabar jūs atidarėte šią laidą kalbėdami apie idėją naudoti šiuos radijo teleskopus bendradarbiauti, dirbti kartu taip, kad trumpesni bangos ilgiai tiesiog negalėtų. Taigi, paaiškinkite šią technologiją.

    Dr. Gay: Interferometrija yra kelių indų, kelių teleskopų gebėjimas surinkti šviesą iš tų pačių šaltinių ir ta šviesa tada susijungia, kad ji veiktų kaip vienas žymiai didesnis teleskopas. Ir to, ką mes galime pamatyti, skiriamoji geba yra tiesiogiai susijusi su tuo, kiek kartų bangos ilgis tinka nuo krašto iki krašto. Veidrodis neturi būti baigtas. Atšvaito paviršius neturi būti baigtas. Taigi, kai mes naudojame labai didelę masyvą Naujojoje Meksikoje, tie patiekalai, išsidėstę myliose žemės, sujungiami su teleskopu, kurio skiriamoji geba yra vienas patiekalas myliomis.

    Dabar mes pereisime nuo to, kad kažkas paplito po Naujosios Meksikos kaimus, iki to, kas paplito didžiausio planetos žemyno pietinėje dalyje ir Australijos užnugaryje.

    Fraseris: Taip, du žemynai.

    Dr. Gėjus: Taip. Dabar abu indų rinkiniai veikia skirtingai. Štai kodėl jie sugebėjo padalyti vaiką į du žemynus. Bet kai visi šie nedideli detektoriai išsidriekia per šiuos didelius atstumus, jie sugeba įveikti šiuos ilgus bangos ilgius, kurie kitu atveju yra lygūs šaudymui. Kaip aš galiu pastatyti pakankamai didelį teleskopą, kad gautųsi bet kokia tinkama skiriamoji geba? Jie sugeba išskleisti antenas ir sintetiniu būdu gauti žymiai didesnės skiriamosios gebos sistemą. Taigi, mes turėsime didelių vaizdų tolimus objektus, naudojančius tikrai ilgą šviesos bangos ilgį.

    Fraseris: Ir klasikinis pavyzdys, kurį, manau, dabar visi puikiai žino, yra ši įvykio horizonto teleskopo idėja, kuri nufotografavo super masyvų juodosios skylės įvykių horizontą M87 centre ir teoriškai nufotografavo „Sag A“ žvaigždę. , bet dar nematėme nuotraukos. Tačiau žmonės visada manęs klausia, kodėl mes negalime naudoti tik matomos šviesos teleskopų? Taigi, ši idėja, dėl ko interferometrija su radijo bangomis yra labiau įgyvendinama nei interferometrija su trumpesniais bangos ilgiais?

    Dr. Gay: Tai iš tikrųjų bangos ilgio dydis. Norint, kad interferometrija veiktų, turite paimti visus bangų ilgius, kurie artėja jūsų link, ir perkelti juos taip, kad nors kiekvienas jūsų detektorius tą patį bangų frontą gautų skirtingu laiku, nes jie tiesiogine prasme skiriasi nuo jie žiūri, jūs turite perjungti šviesą, kad ji pasirodytų tą pačią akimirką. Su labai dideliu teleskopu Čilėje, kur tai daro keturi veidrodžiai, veikiantys infraraudonųjų spindulių spinduliuose, jie tiesiogine prasme naudoja šviesolaidžius, kad sujungtų šviesą, kad šviesos kelias į detektorių iš tikrųjų būtų vienodas visoms keturioms sistemoms .

    Iš esmės tai yra fizinis poslinkis. Dabar su radijo šviesa, nes ją galima įrašyti taip skirtingai, tiesiogine to žodžio prasme galime įrašyti kiekvieną bangos ilgį, kurio iš tikrųjų negalime padaryti su optiniu. Mes galime paimti radijo įrašus, perkelti juos į programinę įrangą ir išdėstyti tuos bangos ilgius. Taip veikė „Event Horizon“ teleskopas, ar kiekvienas atskirai įrašė tai, ką galėjo pamatyti, išsiuntė standžiuosius diskus elektroniniu paštu, o po to susibūrė.

    Fraseris: Taip. Kai galvojate apie matomą šviesą, turite dalykų, tarkime, 590, nesvarbu, kokių nanometrų, ir jūs bandote puikiai surikiuoti šiuos bangos ilgius, kad jie visi būtų - jūs pasiekiate tikslų bangos ilgį, kai kiekvienas iš jų bangos ilgis, kaip sakiau, yra toks mažytis.Ir vis dėlto, kai pasieksite šiuos bangos ilgius, kurie yra metro skersmens, pusė metro skersmens, jūs tiesiog paleidžiate savo laikrodį ir einate gerai visiems, jis yra pakankamai arti, o kompiuteris gali viską kartu sujungti. Taigi, pranašumas yra skiriamoji geba, bet ne šviesos surinkimo jėga, tiesa?

    Fraseris: Taigi, jūs galite pamatyti ryškų objektą.

    Dr. Gay: Ir todėl yra du veiksniai, dėl kurių nerimaujame fotografuodami. Pirmasis yra toks: kiek mažą dalyką galite įžvelgti? Kai prieš 31 metus „Hubble“ buvo paleistas anksčiau, nei adaptyvioji optika buvo mokslininkų naudojamas dalykas, ji turėjo didžiausią skiriamąją gebą, kad galėtume dirbti, nes ji buvo virš Žemės atmosferos. Dabar mes galime efektyviai pašalinti atmosferą iš savo vaizdų. Tai reiškia, kad iš savo planetos paviršiaus galime gauti žymiai didesnės raiškos vaizdus, ​​tačiau susiduriame su silpnumo problema. Tai, kaip matote silpną objektą, tiesiogiai susijęs su jūsų veidrodžio dydžiu.

    Tam tikru laipsniu tai matome savo akimis. Jei yra ryški šviesa, jūsų mokinys užsiblokuoja. Jei yra mažai šviesos, jūsų mokinys atsiveria. Naktį dirbantys gyvūnai turi didžiulius vyzdžius, leidžiančius patekti į didžiulį kiekį šviesos. Kuo didesnis jūsų teleskopas, tuo daugiau šviesos jis praleidžia, tuo silpnesnis objektas, kurį galite pamatyti. Ir šiandien su labai dideliu teleskopu galime pamatyti silpnesnius dalykus nei tai, ką gali pamatyti Hablas, turėdamas ne identišką, bet beveik tą pačią skiriamąją gebą, nes mes taisome atmosferą. Šis derinys yra nuostabus. Naudodamiesi radiju, mes tiesiog pastatome toną skardesnių indų, paskleidžiame juos visame pasaulyje.

    Fraseris: Teisingai, taip. Štai kodėl galite turėti tokio dydžio teleskopą, koks yra Žemė. Įsivaizduokite, kokia gali būti ateitis, kai galime turėti Saulės sistemos dydžio teleskopą. Įdėkite vieną radijo teleskopą į vieną Žemės orbitos pusę ir vieną į kitą, įrašykite, siųskite signalą namo, sugniaužkite numerius kompiuteryje, ir jūs gavote teleskopą, kuris yra didelis nei Žemės orbita, arba didesnis.

    Daktaras Gėjus: Ironiška, kad jums reikės masyvaus radijo imtuvo, kad gautumėte tuos signalus.

    Fraseris: Teisingai, taip. Toks didelis kaip Žemė. Gerai. Na, ačiū Pamelei, tai buvo nuostabu.

    Fraseris: Ar šią savaitę turite mums keletą vardų?

    Dr. Gėjus: Aš taip. Kaip visada, šį epizodą atnešote jūs. Mus palaiko nuostabūs „Patreons“ nariai, o šią savaitę norėčiau padėkoti Deanui, Stevenui Coffey, Frodo Tennebo, Ksenijai Panfilenko, Davidui Gatesui, Alexui Raine'ui, Shannonui Humberui, „Neuterdude“, „The Air Major“, Corinne Dmitruk, Jean-Francois Rajotte, Gabriel Gauffin, Abraham Cottrill, Eran Segev, Daniel Loosli, Jeremy Kerwin, Claudia Mastroianni, Justin Proctor, Joe Wilkinson, Tim Gerrish, Arthur Latz-Hall, Matthew Horstman, J. Alex Anderson, Michelle Cullen, John, Aron Tannenbaum, Roland Warmerdam. , Omaras Del Rivero, Dustinas A Ruoffas, Brentas Kreinopas ir Williamas Laueris.

    Labai ačiū jums visiems, jūs leidžiate tai, ką mes darome, ir leidžiate mums sumokėti už mūsų programinę įrangą, mūsų svetaines ir, svarbiausia, už užkulisių žmones, kurie palaiko mus tiesiai ir siaurai. Tai būtų Beth, Ally ir Rich.

    Fraseris: Ačiū visiems.

    Pranešėjas: „Astronomy Cast“ yra bendras „Universe Today“ ir Planetos mokslo instituto produktas. „Astronomy Cast“ išleidžiama pagal „Creative Comments Attribution“ licenciją. Taigi mylėk, dalinkis ir remiksuok, bet įskaityk tai mūsų šeimininkams Fraseriui Kainui ir daktarei Pamelai Gay. Daugiau informacijos apie šios dienos laidos temą galite gauti mūsų svetainėje „AstronomyCast.com“. Šis epizodas buvo pateiktas mūsų dosnių Patreono globėjų dėka. Jei norite padėti išlaikyti šį pasirodymą, apsvarstykite galimybę prisijungti prie mūsų bendruomenės adresu Parteon.com/AstronomyCast.

    Jūs ne tik padedate mums sumokėti gamintojams teisingą atlyginimą, bet ir specialią prieigą prie turinio tiesiai į jūsų pašto dėžutę ir kvietimus į internetinius renginius. Mes esame labai dėkingi jums visiems, kurie jau prisijungėte prie mūsų „Patreon“ bendruomenės. Šiaip ar taip, vis ieškok. Tai buvo „Astronomy Cast“.


    Projekto iššūkiai & # xA0

    Piliečių mokslo projektų latinamerikoje vis dar yra labai mažai kartu su pasauline statistika apie žmones, dalyvaujančius STEM. & # XA0

    Astronomijoje yra didžiulė švietimo išteklių skylė Lotynų Amerikoje ir dar daugiau Kolumbijoje, iš kur ateina mūsų įstojimas į projektą, radijo astronomijoje dalyvaujančių žmonių skaičius dar tik prasideda. & # XA0

    Kaip dalį šio projekto iššūkio norėtume pacituoti (Koda ir kt., 2013) Santrauka & # xA0 & quot. Didėjant interferometrijos svarbai astronomijoje, edukacinių interferometrų trūkumas yra kliūtis mokyti būsimą astronomų kartą.

    Kai kuriose šalyse, pavyzdžiui, Kolumbijoje, giedro dangaus laikas yra ribotas, todėl astronomiją galima plėtoti kitu bangų ilgiu ar dažniu, pavyzdžiui, radiju, nes debesys yra skaidrūs toje elektromagnetinio spektro juostoje, o kitas privalumas yra tas, kad studentai galėtų atlikti eksperimentus dieną ir naktį. & # xA0 Toliau pateiktame paveikslėlyje parodytas radijo astronomijos & quot; Skaidrus langas & quot;

    Kaip projektas išspręs problemą

    Mes pradėjome kurti pigų atkartojamą radijo interferometrą atsižvelgdami į šiuos tikslus:

    • Norint pagerinti STEM astronomijos išsilavinimą visame pasaulyje, tai yra pirmasis projekto etapas, kuris yra dalis Bogotos bendruomenių tarp jų & # xA0OAN Observatorio Astronomico Nacional ir & # xA0Hackbo įsilaužėlių kosmoso bogotos & # xA0 pastangų dalis.
    • Tarnauja kaip tvirtas pagrindas kuriant piliečių mokslo visuotinį radijo interferometro matricą, kuri yra visiškai prieinama viso pasaulio mokslininkams.

    Šio tipo interferometras yra pagrįstas vienu iš anksčiausių astronominių interferometrų, vadinamu „# xA0Michelson“ žvaigždžių interferometru, kuris pirmą kartą buvo naudojamas matuojant žvaigždės skersmenį. ir taip pat yra pirmas etapas, pasiektas šiame projekte. & # xA0

    Čia yra „Michelson“ žvaigždžių interferometro & # xA0 eskizas

    Tolesnis darbas, sutelktas į švietimą, yra & # xA0 & # xA0Stony Brook Michelson radijo interferometras (Koda ir kt., 2013). & # XA0, kuris yra pagrindinė mūsų projekto bazė. pagalbos ir orientacijos sulaukėme ir iš autorių.

    čia yra šio interferometro eskizas

    1. Pagrindinis rėmas į azimuto sukimąsi.

    2. Vyris į aukštį judėjimas.

    3. Rėmas veidrodžiams slinkti (4)

    5. Pleišto veidrodis atspindi signalą į transliuojamą palydovinį indą (6).

    6. Transliuojamas palydovinis patiekalas.

    8. Elektronika ir signalo apdorojimas (nerodoma).

    Mes ilgai skyrėme ankstesnių idėjų tobulinimo idėjoms, bandydami pritaikyti jas savo vietinėms technologijoms, be to, esame Platumoje netoli Ekvadoro. Tai reiškia, kad galima stebėti visą dangų, tiek pusrutulį, tiek Pietų ir Šiaurės žvaigždynus, praktiškai visi radijo šaltiniai, todėl mes sukūrėme mūsų patobulintas eskizas : -) & # xA0