אַסטרוֹנוֹמִיָה

מהו אדי מים נפילים באסטרונומיה של גל מילימטר וכיצד הם נמדדים?

מהו אדי מים נפילים באסטרונומיה של גל מילימטר וכיצד הם נמדדים?

עיון בתיעוד ובמאמרים מקוונים של ALMA, הכמות PWV (אדי מים נפילים) היא נושא מרכזי. יש לי שתי שאלות מקושרות.

  1. מה זה (בעצם) אדי מים ניתנים לשקע, והאם יש גם מרכיב "לא זירוע"? מדוע לא פשוט לקרוא לזה "אדי מים"?
  2. איך זה נמדד בפועל? נראה שהוא מנוטר על ידי רדיומטרים, אבל אני לא מבין איך אפשר להשתמש בזה.

בדרך כלל אני רואה מספרים בסדר גודל של 5 עד 10 מילימטרים עבור מיקומים בגובה רב מאוד כמו אטקמה. אני מניח שזו הכמות המשולבת בעמוד, המתבטאת ביחידות נוזלים, האם זה נכון?


הסיבה שזה נקרא אדי מים "נפילים" (PWV) היא שאדי המים הם בצורת אדי גזים אשר עשויים להתעבות עוד יותר לצורת ענן ואז למשקעים ממשיים כלומר גשם (שלעתים קרובות מציף את החיישנים). זה נקרא לעתים קרובות גם סך אדי מים של העמודים המשקף בצורה מדויקת יותר את מה שנמדד כלומר גובה העמודה המקבילה של מים נוזליים, ומכאן המדידה במ"מ. ערך המונח של האגודה המטאורולוגית האמריקאית על מים ניתנים (או אדי מים נשרים) מגדיר אותו באופן דומה:

אדי המים האטמוספריים הכוללים הטור האנכי של שטח חתך יחידה המשתרע בין שתי מפלסים שצוינו, בדרך כלל מבוטא במונחים של הגובה אליו יעמוד חומר המים אם הוא מתעבה ונאסף בכלי מאותה יחידה. סָעִיף. סך כל המים המשקעים הם אלה המצויים בטור של חתך רוחב של היחידה המשתרע לאורך כל פני השטח אל "החלק העליון" של האטמוספירה.

לאתרים מאוד גבוהים ויבשים למשל באטקמה, אנטארקטיקה יהיו פחות מ- 5 מ"מ PWV, אתרי מפלס הים יהיו 50 + מ"מ של PWV. באתר התצפית Cerro Paranel של ESO (בית ה- VLT) יש PWV חציוני של 2.5 מ"מ (ראו למשל ההיסטוגרמות בדו"ח ASM 2016-2018 זה). בטלסקופ תת-מ"מ של Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) על Chajnantor (גם ביתו של מערך ALMA) יש תחנת מזג אוויר במשך כמה שנים ולדוגמא סטטיסטיקות מזג האוויר של APEX 2017 מראות כי באתר APEX (~ 5100 מ 'גובה) היה PWV <1.5 מ"מ בערך 67% מהמקרים.

ישנן מספר דרכים למדוד את ה- PWV. כדור הארץ מקיף לוויינים כמו מכשירי AIRS ומכשירי MODIS על גבי נאס"א אקווה ו טרה לוויינים מודדים את הזוהר בכמה רצועות גל של IR (בדרך כלל כ- 0.5 עד 15 אום). חלק מלהקות אלה נשלטות למעשה על ידי רצועות ספיגת מים ולכן ביצוע הבדלים בין רצועות המכילות מים וללא מים ייתן מדד לעמוד המים.

באופן מסורתי שימשו מדידת רדיו למיקרוגל בטמפרטורה של 210 או 225 גיגה הרץ למדידת PWV, כאשר רדיומטרים מודרניים יותר עוברים לחלון / רצועת 350um (856 גיגה הרץ). דוגמה לכך היא זו במצפה הכוכבים תת-מילימטרים של קלטק במאונה קיאה המתואר בקישור זה במצפה תאומים. הם פועלים באופן דומה על ידי מדידת עומק הספיגה על ידי אדי המים בקווים / רצועות מולקולריות. יותר אדי מים מייצרים קווים עמוקים יותר עם עומק אופטי יותר. פרטים נוספים נמצאים במאמר זה (זמין באופן חופשי) מאת רדפורד המציג את ההשפעה של הגדלת PWV על הקליטה בתת-מ"מ, כמות ה- PWV באתרים שונים ומידע נוסף על המדידה.

לבסוף ניתן לעשות זאת גם על ידי מקלטי GPS בתדרים כפולים ב- L1 (1575 מגהרץ) ו- L2 (1224 מגה הרץ) ומדידת עודף אורך הנתיב באטמוספירה מעל מה שנגרם ממרחק המקלט-לווין בלבד. באמצעות שני תדרים תוכלו להסיר את ההשפעה של היונוספירה המשתנה על אורך השביל. מרחק נתיב הזנית שנותר מתפרק לשני חלקים, רכיב הידרוסטטי או "יבש" אשר ניתן להעריך בקלות באמצעות למשל דגם Saastamoinen ומשאיר את הרכיב ה"רטוב "הנגרם על ידי אדי מים. ברגע שזה תוקן לשיא, זה נותן מדד של ה- PWV.


כפי שהוגדר בצורה די ברורה, עם משוואות, כאן

אדי המים האטמוספריים הכוללים הטור האנכי של שטח חתך יחידה המשתרע בין שתי מפלסים שצוינו, בדרך כלל מבוטא במונחים של הגובה אליו יעמוד חומר המים אם הוא מתעבה ונאסף בכלי מאותה יחידה. סָעִיף.

לַעֲרוֹך

יש, למשל, מאמר ALMA הדן במדידות והשוואה עם תחנות מטאורולוגיות.


מקור: http://suzaku.eorc.jaxa.jp/GLI2/adeos/Earth_View/eng/adeos02e.pdf

אתה יכול למדוד את השגיאה או את אדי המים על ידי התבוננות בקצה של משהו במרחק. זה יכול להיות אפשרי על ידי התבוננות בקצה כוכב לכת או בקצה של משהו כמו לוויין.

תחנת החלל הבינלאומית נעה במסלול סביב כדור הארץ במהירות של 17,150 מייל לשעה (זה בערך 5 מייל לשנייה!). המשמעות היא שתחנת החלל מקיפה את כדור הארץ (ורואה זריחה) אחת ל -92 דקות.

אפשר למצוא את ה- ISS באמצעות SkyView בחינם בטלפון שלך ולמצוא את תחנת החלל ואולי ללמוד את התמונה.

מעניין לחשוב על מדידות לחות שאנו רואים מאתר מזג אוויר ולהשוות את אלה למה שאתה רואה בפועל. זה אולי המקום האידיאלי לטלסקופ נמצא ממש מעל קו העץ? (לאנשים שלא אוהבים מספרים) עם זאת, ישנם טלסקופים אורבניים ממש נחמדים ומקווה שבעתיד יהיו לנו יותר טלסקופים בערים נחמדות גם אם לא כל הלילות ברורים.

די כיף לקרוא מאמר הודי בנושא ... https://journals.ametsoc.org/doi/pdf/10.1175/1520-0450%281990%29029%3C0665%3AAPOTWV%3E2.0.CO%3B2

(נראה כי העיתונים ההודים והיפנים מראים כי אדי המים נעלמים בערך 10-12 ק"מ)? עם זאת, כמה מהטלסקופים הגדולים בעולם מוצבים רק כ 3000 מטר למעלה. לפעמים נחמד להציב טלסקופים באזורים עירוניים שבהם אנחנו יכולים להגיע אליו. במיוחד כאשר האדים לא באמת נעלמים עד 10 ק''מ שהוא בכלל גבוה מדי?!?!

לדוגמא: https://www.eso.org/public/teles-instr/elt/

(זכרו גם שטמפרטורה אינה פונקציה לינארית עם גובה ... היא יורדת ואז מעלה ואז מטה ואז מטה ... אני חושב ... רק תסתכלו על הגרף ...)

מדוע אדי מים "לינאריים" יותר הם עדיין אחת מאותם תעלומות קוסמיות ... אהבתי את משוואת x ^ 2 שהאדם השני פרסם.


מדידות אדי מים מדויקות

למיטב ידיעתנו, המדידה שפורסמה הראשונה של תוכן ה- DC PWV באווירה בוצעה על ידי הכותבים בינואר 1997 (Valenziano et al. 1998). המכשיר בו נעשה שימוש היה פוטומטר נייד (Volz 1974), עם דיוק של 20%. הרגישות המוגבלת של המכשיר אפשרה להגדיר רק גבולות עליונים במקרים מסוימים. הנתונים מוצגים באיור 8. PWV הממוצע ב- DC הוא סביב 0.6 מ"מ.

הספרה 8: נתוני אדי מים מדויקים שנמדדו ב- DC במהלך ינואר 1997. הקו הרציף מתייחס לכל מערך הנתונים (83 מדידות), כולל הגבולות העליונים. היסטוגרמת קו מקווקו מחושבת ללא גבולות עליונים (50 מדידות). מסתבר גם סיכויים מצטברים, עם אותם סגנונות קו.

טבלה 1 מדווחת על השוואה בין אתרי DC, SP, Atacama ו- Mauna Kea. הנתונים עבור DC נמדדו על ידי הכותבים (בחודש אחד), בעוד שנתוני הרבעון עבור האתר השני הם מ- Lane (1998). התוצאות לתחנת ווסטוק (גובה 3488 מ ') (Townes & amp Melnick 1990) בקיץ אינן שונות משמעותית מאלו המדווחות כאן, אך במהלך החורף נמדדו ערכים של פחות מ- 0.1 מ"מ. חישבנו גם את האפשרויות של 225 ג'יגה הרץ ו 492 גיגה הרץ מנתוני ה- PWV באחוזון 50, תוך שימוש במודל שהוערך מנתוני SP (Lane 1998). השתמשנו ביחסים הבאים:

והערכנו את השידורים המתאימים בזנית כ-

. ערכים אלה מדווחים בטבלה 1, יחד עם נתונים זמינים עבור אתרים אחרים (מ- Lane, 1998).


הפניות:

ב 'באטלר, "אדי מים ניתנים למזון ב- VLA - 1990 - 1998", 1998, תזכיר NMAO MMA # 237 (והפניות שם).

L. Danese ו- R. B. Partridge, "מודלים לפליטה אטמוספרית: עימות בין נתונים תצפיתיים וחיזויים בתחום התדרים 2.5-300 GHz", 1989, AP.J. 342, 604.

ק.ד. פרום ול 'אסן, "מהירות האור וגלי הרדיו", 1969, (ניו יורק: העיתונות האקדמית).

H.J. Lehto, "רגישות גבוהה מחפשת שונות בקנה מידה קצר בזמן בחפצים אולטראלקטיים", 1989, Ph.D. עבודת גמר, אוניברסיטת וירג'יניה, המחלקה לאסטרונומיה, עמ '145-177.

H.J. Liebe, "מודל מעודכן להפצת גלי מילימטר באוויר לח", 1985, מדע רדיו, 20, 1069

ר.ג. מדדלנה "תחזית מזג אוויר מדויקת לאסטרונומיית רדיו", עלון האגודה האמריקנית לאסטרונומים, כרך א '. 42, עמ '406.

ר.ג. מדדלנה "שבירה, רכיבי תחנת מזג אוויר ופרטים אחרים להצביע על ה- GBT", 1994, תזכיר NRAO GBT 112 (והפניות שם).

ר.ג. מדדלנה השפעות האטמוספירה ומזג האוויר על תצפיות אסטרונומיות ברדיו - הרצאה שניתנה במהלך קיץ בית הספר הקיץ של צלחת יחידה ביולי 2011 בגרין בנק, וושינגטון (PowerPoint, 2.4 מגה). גם ב- PDF (2.0 מגה בייט).

ג'י מיוס, "אלגוריתמים אסטרונומיים", 1990 (ריצ'מונד: וילמן-בל).


תוכן

נעשה שימוש נרחב במיקרוגל לתקשורת נקודה לנקודה מכיוון שאורך הגל הקטן שלהם מאפשר לאנטנות בגודל נוח לכוון אותן בקורות צרות, שניתן לכוון ישירות לאנטנה המקבלת. זה מאפשר לציוד מיקרוגל בקרבת מקום להשתמש באותם תדרים מבלי להפריע זה לזה, כפי שעושים גלי רדיו בתדר נמוך יותר. שימוש חוזר בתדרים זה משמר רוחב פס של ספקטרום רדיו. יתרון נוסף הוא שהתדירות הגבוהה של גלי המיקרוגל מעניקה לרצועת המיקרוגל יכולת נשיאת מידע גדולה מאוד לפס המיקרוגל יש רוחב פס גדול פי 30 מכל שאר ספקטרום הרדיו שמתחתיו. חסרון הוא שמיקרוגל מוגבל להתפשטות קו ראייה שהם אינם יכולים לעבור סביב גבעות או הרים כפי שגלי רדיו בתדירות נמוכה יותר יכולים.

שידור רדיו למיקרוגל משמש בדרך כלל במערכות תקשורת נקודה לנקודה על פני כדור הארץ, בתקשורת לווינית ובתקשורת רדיו בחלל העמוק. חלקים אחרים ברצועת הרדיו של המיקרוגל משמשים למכ"מים, מערכות ניווט רדיו, מערכות חיישנים ואסטרונומיית רדיו.

רצועת התדרים הגבוהה הבאה של ספקטרום הרדיו, בין 30 ג'יגה הרץ ל -300 ג'יגה הרץ, נקראת "גלי מילימטר" מכיוון שאורכי הגל שלהם נעים בין 10 מ"מ ל -1 מ"מ. גלי הרדיו בלהקה זו מוחלשים מאוד על ידי גזי האטמוספירה. זה מגביל את מרחק השידור המעשי שלהם לכמה קילומטרים, ולכן לא ניתן להשתמש בתדרים אלה לתקשורת למרחקים ארוכים. הטכנולוגיות האלקטרוניות הדרושות ברצועת הגל של המילימטר נמצאות גם כן במצב פיתוח מוקדם יותר מזה של רצועת המיקרוגל.

  • חד כיווני (למשל וטלקומוניקציה דו כיוונית באמצעות לוויין תקשורת
  • קישורי ממסרי מיקרוגל יבשתיים ברשתות טלקומוניקציה כולל מובילי עמוד שדרה או אחורה ברשתות הסלולר

לאחרונה, מיקרוגלים שימשו להעברת חשמל אלחוטית.

ממסר רדיו למיקרוגל הינה טכנולוגיה שנמצאת בשימוש נרחב בשנות החמישים והשישים להעברת מידע, כגון שיחות טלפון למרחקים ארוכים ותוכניות טלוויזיה בין שתי נקודות ארציות על קרן מיקרו צרה. בממסר רדיו למיקרוגל, משדר מיקרוגל ואנטנה כיוונית מעבירים קרן צרה של מיקרוגל הנושאת ערוצי מידע רבים על קו הראייה לעבר תחנת ממסר אחרת, שם היא מתקבלת על ידי אנטנה וכיוון מקלט, ויוצרים חיבור רדיו קבוע בין שתי נקודות. הקישור היה לרוב דו כיווני, באמצעות משדר ומקלט בכל קצה כדי להעביר נתונים לשני הכיוונים. הדרישה לקו ראייה מגבילה את ההפרדה בין התחנות לאופק החזותי, כ -48 עד 80 ק"מ. למרחקים ארוכים יותר, התחנה הקולטת יכולה לתפקד כממסר, ולהעביר מחדש את המידע שהתקבל לתחנה אחרת במהלך המסע שלה. רשתות של תחנות ממסר למיקרוגל שימשו להעברת אותות טלקומוניקציה למרחקים יבשתיים. תחנות ממסר למיקרוגל היו ממוקמות לעתים קרובות על בניינים גבוהים ועל פסגות ההרים, עם האנטנות שלהם במגדלים כדי להגיע לטווח מקסימלי.

החל משנות החמישים, רשתות קישורי ממסר מיקרוגל, כמו מערכת AT & ampT Long Lines בארה"ב, העבירו שיחות טלפון למרחקים ארוכים ותוכניות טלוויזיה בין ערים. [1] המערכת הראשונה, שכונתה TD-2 ונבנתה על ידי AT & ampT, חיברה בין ניו יורק לבוסטון בשנת 1947 עם סדרה של שמונה תחנות ממסר רדיו. [1] אלה כללו סדרות ארוכות של שרשרת דייזי של קישורים כאלה שחצו רכסי הרים והשתרעו על יבשות. שיגור לווייני תקשורת בשנות השבעים סיפק אלטרנטיבה זולה יותר. חלק ניכר מהתעבורה היבשתית מובל כיום על ידי לוויינים וסיבים אופטיים, אך ממסר המיקרוגל נותר חשוב למרחקים קצרים יותר.

תכנון עריכה

מכיוון שגלי הרדיו נעים בקורות צרות המוגבלות לנתיב קו ראייה מאנטנה אחת לאחרת, הם אינם מפריעים לציוד מיקרוגל אחר, ולכן קישורי מיקרוגל בקרבת מקום יכולים להשתמש באותם תדרים. אנטנות חייבות להיות כיווניות מאוד (רווח גבוה) אנטנות אלה מותקנות במקומות מוגבהים כגון מגדלי רדיו גדולים על מנת שתוכלו לשדר למרחקים ארוכים. סוגים אופייניים של אנטנות המשמשים בהתקני קישורי ממסר רדיו הם אנטנות פרבוליות, עדשות דיאלקטריות ואנטנות מחזירי קרן, שקוטרן עד 4 מטר. אנטנות בהנחיה גבוהה מאפשרות שימוש חסכוני בספקטרום התדרים הזמין, למרות מרחקי שידור ארוכים.

בגלל התדרים הגבוהים המשמשים, נדרש מסלול קו ראייה בין התחנות. בנוסף, על מנת להימנע מהאטת הקורה, אזור סביב הקורה הנקרא אזור פרנל הראשון חייב להיות נקי ממכשולים. מכשולים בשדה האות גורמים להחלשה לא רצויה. שיא הר גבוה או עמדות רכס הם לעתים קרובות אידיאליים.

מכשולים, עיקול כדור הארץ, הגיאוגרפיה של האזור ונושאי הקליטה הנובעים משימוש בקרקעות סמוכות (כמו בייצור וייעור) הם נושאים חשובים שיש לקחת בחשבון בעת ​​תכנון קישורי רדיו. בתהליך התכנון חיוני שיוצרו "פרופילי שבילים" המספקים מידע אודות השטח ואזורי פרנל המשפיעים על נתיב ההולכה. יש לקחת בחשבון גם נוכחות של משטח מים, כמו אגם או נהר, לאורך השביל מכיוון שהוא יכול לשקף את הקורה, והקורה הישירה והמשקפת יכולה להפריע לאנטנה המקבלת ולגרום לדהייה מרובת מסלולים. דהויות מרובות נתיבים בדרך כלל עמוקות רק בנקודה קטנה ובתחום תדרים צר, כך שניתן ליישם תוכניות גיוון של חלל ו / או תדרים כדי למתן אפקטים אלה.

ההשפעות של ריבוד אטמוספרי גורמות לנתיב הרדיו להתכופף כלפי מטה במצב אופייני, כך שמרחק עיקרי אפשרי מכיוון שעקמומיות כדור הארץ עולה מ- 6370 ק"מ לכ- 8500 ק"מ (אפקט רדיוס שווה ערך 4/3). אירועים נדירים של טמפרטורה, לחות ופרופיל לחץ לעומת גובה, עשויים לייצר סטיות גדולות ועיוות התפשטות ולהשפיע על איכות השידור. גשם בעוצמה גבוהה ושלג שעושה גשם דוהה חייב להיחשב גם כגורם ליקוי, במיוחד בתדרים מעל 10 ג'יגה הרץ. כל הגורמים הקודמים, המכונים יחד אובדן נתיבים, מחייבים חישוב מרווחי הספק מתאימים, על מנת לשמור על קישור פעיל במשך אחוז גבוה של זמן, כמו 99.99% או 99.999% סטנדרטיים המשמשים בשירותי 'מחלקת הספקים' של רוב מפעילי טלקומוניקציה.

שיקולים קודמים מייצגים בעיות אופייניות המאפיינות קישורי רדיו יבשתיים המשתמשים בגלי מיקרוגל עבור רשתות עמוד השדרה כביכול: אורכי כשות של כמה עשרות קילומטרים (בדרך כלל 10 עד 60 ק"מ) שימשו במידה רבה עד שנות התשעים. רצועות תדרים מתחת ל -10 ג'יגה הרץ, ומעל הכל, המידע שיש להעביר, היו זרם המכיל בלוק קיבולת קבוע. המטרה הייתה לספק את הזמינות המבוקשת לכל החסימה (היררכיה דיגיטלית פלסיו-כרונית, PDH או היררכיה דיגיטלית סינכרונית, SDH). דהייה ו / או רב מסלול המשפיעים על הקישור למשך פרק זמן קצר במהלך היום היה צריך להיות מנוגד על ידי ארכיטקטורת המגוון. במהלך שנות התשעים החלו קישורי רדיו למיקרוגל להשתמש באופן נרחב לקישורים עירוניים ברשת הסלולרית. הדרישות לגבי מרחק הקישור השתנו לכשות קצרה יותר (פחות מ -10 ק"מ, בדרך כלל 3 עד 5 ק"מ), והתדירות גדלה לרצועות בין 11 ל -43 GHz ולאחרונה, עד 86 GHz (E-band). יתר על כן, תכנון קישורים עוסק יותר בגשמים עזים ופחות בריבוי מסלולים, ולכן תוכניות המגוון הפכו פחות מנוצלות. שינוי גדול נוסף שהתרחש בעשור האחרון היה התפתחות לעבר שידור רדיו מנות. לכן, אמצעי נגד חדשים, כגון אפנון אדפטיבי, אומצו.

הכוח הנפלט מווסת למערכות סלולריות ומיקרוגל. שידורי מיקרוגל אלה משתמשים בכוח נפלט בדרך כלל בין 0.03 ל -0.30 וואט, שמוקרן על ידי אנטנה פרבולית על קרן צרה המסטייה בכמה מעלות (1 עד 3-4). סידור ערוצי המיקרוגל מוסדר על ידי האיחוד הבינלאומי לתקשורת (ITU-R) והתקנות המקומיות (ETSI, FCC). בעשור האחרון הספקטרום הייעודי לכל רצועת מיקרוגל הפך צפוף ביותר, מה שמניע שימוש בטכניקות להגדלת כושר השידור כגון שימוש חוזר בתדרים, ריבוב חלוקת קיטוב, XPIC, MIMO.

עריכת היסטוריה

ההיסטוריה של תקשורת ממסרים רדיו החלה בשנת 1898 מפרסומו של יוהאן מטאוש בכתב העת האוסטרי, Zeitschrift für Electrotechnik. [3] [4] אך הצעתו הייתה פרימיטיבית ולא מתאימה לשימוש מעשי. הניסויים הראשונים עם תחנות משחזר רדיו להעברת אותות רדיו נעשו בשנת 1899 על ידי אמיל גואריני-פורסיו. [3] עם זאת גלי הרדיו בתדרים נמוכים ובתדרים בינוניים ששימשו במהלך 40 השנים הראשונות של הרדיו הוכיחו כי הם מסוגלים לעבור מרחקים ארוכים על ידי התפשטות גל קרקע ורק השמים. הצורך בממסר רדיו לא התחיל ממש עד לניצול גלי מיקרוגל של שנות הארבעים, אשר נסעו לפי קו הראייה וכך הוגבלו למרחק התפשטות של כ -64 ק"מ על ידי האופק החזותי.

בשנת 1931 הפגין קונסורציום אנגלו-צרפתי בראשותו של אנדרה סי קלייבאר קישור ממסר מיקרוגל ניסיוני ברחבי התעלה האנגלית תוך שימוש במנות בגודל 3 מטר. [5] נתוני הטלפוניה, הטלגרף והפקסימיליה הועברו על פני קרני 1.7 GHz דו כיווניות בין 64 ק"מ (Dover), בריטניה וקאלה, צרפת.הכוח הקרין, המיוצר על ידי צינור ברקהאוזן-קורץ מיניאטורי הממוקם במוקד המנה, היה חצי וואט. קישור מיקרוגל צבאי משנת 1933 בין שדות תעופה בסנט אינגלברט, צרפת ולימפנה, בריטניה, מרחק 56 ק"מ (35 מייל), הובא בשנת 1935 על ידי קישור טלקומוניקציה של 300 מגה הרץ, מערכת ממסרי המיקרוגל המסחרית הראשונה. [6]

התפתחות הרדאר במהלך מלחמת העולם השנייה סיפקה חלק ניכר מטכנולוגיית המיקרוגל שאפשרה קישורי תקשורת מיקרוגליים פרקטיים, במיוחד מתנד הקליסטרון וטכניקות תכנון אנטנות פרבוליות. למרות שלא היה ידוע בדרך כלל, צבא ארה"ב השתמש בתקשורת מיקרוגל ניידת ובתחנות קבועות במיקרוגל בתיאטרון האירופי במהלך מלחמת העולם השנייה.

לאחר המלחמה חברות הטלפון השתמשו בטכנולוגיה זו כדי לבנות רשתות ממסר רדיו גדולות למיקרוגל לביצוע שיחות טלפון למרחקים ארוכים. במהלך שנות החמישים הקימה יחידה של חברת הטלפון האמריקאית, AT & ampT Long Lines, מערכת טרנס-יבשתית של קישורי ממסרי מיקרוגל ברחבי ארה"ב שגדלה לשאת את רוב תעבורת הטלפון למרחקים ארוכים בארה"ב, כמו גם אותות רשת טלוויזיה. [7] המניע העיקרי בשנת 1946 להשתמש ברדיו מיקרוגל במקום בכבלים היה שניתן להתקין קיבולת גדולה במהירות ובעלות נמוכה יותר. באותה עת היה צפוי כי עלויות התפעול השנתיות לרדיו מיקרוגל יהיו גבוהות יותר מאשר בכבלים. היו שתי סיבות עיקריות לכך שצריך היה להכניס לפתע קיבולת גדולה: דרישה מוגברת לשירות טלפוני למרחקים ארוכים בגלל ההפסקה בשנות המלחמה והמדיום החדש של הטלוויזיה, שזקוק לרוחב פס רב יותר מרדיו. אב הטיפוס נקרא TDX ונבדק עם חיבור בין ניו יורק לעיר מורי היל, מיקום מעבדות בל בשנת 1946. מערכת TDX הוקמה בין ניו יורק לבוסטון בשנת 1947. ה- TDX שודרג למערכת TD2, אשר השתמשו [בצינור מורטון, 416B ומאוחר יותר 416C, מיוצר על ידי Western Electric] במשדרים, ולאחר מכן בהמשך ל- TD3 שהשתמשה באלקטרוניקה של מצב מוצק.

ראויים לציון היו קישורי ממסר המיקרוגל למערב ברלין במהלך המלחמה הקרה, שהיה צריך לבנות ולהפעיל אותם בגלל המרחק הגדול בין גרמניה המערבית לברלין בקצה ההיתכנות הטכנית. בנוסף לרשת הטלפון, גם קישורי ממסר מיקרוגל להפצת שידורי טלוויזיה ורדיו. זה כלל חיבורים מהאולפנים למערכות השידור המופצות ברחבי הארץ, כמו גם בין תחנות הרדיו, למשל להחלפת תוכניות.

מערכות ממסרי מיקרוגל צבאיות המשיכו להשתמש בשנות השישים, כאשר רבות ממערכות אלו הוחלפו במערכות פיזור טרופוספריות או מערכות לוויין תקשורת. עם הקמת הזרוע הצבאית של נאט"ו, חלק גדול מהציוד הקיים הזה הועבר לקבוצות תקשורת. מערכות התקשורת האופייניות ששימשו את נאט"ו באותה תקופה כללו את הטכנולוגיות שפותחו לשימוש גורמי מובילי הטלפון במדינות המארחות. דוגמה אחת מארה"ב היא מערכת ממסר המיקרוגל RCA CW-20A 1–2 גיגה הרץ שהשתמשה בכבל UHF גמיש ולא במנח הגל הקשיח הנדרש על ידי מערכות בתדרים גבוהים יותר, מה שהופך אותו לאידיאלי ליישומים טקטיים. בהתקנת ממסר המיקרוגל האופיינית או הטנדר הנייד היו שתי מערכות רדיו (בתוספת גיבוי) שחיברו שתי אתרי ראייה. מכשירי רדיו אלה היו נושאים לרוב 24 חלוקות תדרים בטלפון מרובות על מנשא המיקרוגל (כלומר לנקורט 33C FDM). ניתן לייעד כל ערוץ שיוביל עד 18 תקשורת טלטייפ במקום. מערכות דומות מגרמניה וממדינות חבר אחרות היו גם בשימוש.

רשתות ממסר למיקרוגל למרחקים ארוכים נבנו במדינות רבות עד שנות השמונים, אז הטכנולוגיה איבדה את חלקה בפעולה קבועה לטכנולוגיות חדשות יותר כמו כבלים סיב אופטיים ולווייני תקשורת, המציעים עלות נמוכה יותר לסיבית.

במהלך המלחמה הקרה, על פי הדיווחים סוכנויות הביון האמריקניות, כמו הסוכנות לביטחון לאומי (NSA), הצליחו ליירט את תנועת המיקרוגל הסובייטית באמצעות לוויינים כמו ריוליט. [8] חלק גדול מהקורה של קישור מיקרוגל עובר את האנטנה המקבלת ומקרין לעבר האופק, לחלל. על ידי מיקום לוויין גיאו-סינכרוני בנתיב הקורה, ניתן לקבל את קרן המיקרוגל.

בתחילת המאה, מערכות ממסר רדיו למיקרוגל משמשות יותר ויותר ביישומי רדיו ניידים. הטכנולוגיה מתאימה במיוחד ליישום זה בגלל עלויות תפעול נמוכות יותר, תשתית יעילה יותר ומתן גישה ישירה לחומרה למפעיל הרדיו הנייד.

קישור למיקרוגל ערוך

א קישור למיקרוגל הינה מערכת תקשורת המשתמשת בקרן גלי רדיו בתחום תדרי המיקרוגל להעברת וידאו, שמע או נתונים בין שני מיקומים, שיכולים להיות ממרחק של מטרים ספורים או מטרים בודדים זה מזה. קישורי מיקרוגל משמשים בדרך כלל שידורי טלוויזיה להעברת תוכניות ברחבי הארץ, למשל, או משידור חיצוני חזרה לאולפן.

ניתן להתקין יחידות ניידות במצלמה, מה שמאפשר למצלמות את החופש לנוע ללא כבלים נגררים. אלה נראים לעיתים קרובות על קווי המגע של מגרשי הספורט במערכות סטדיקם.

מאפיינים של קישורי מיקרוגל עריכה

  • כרוך בטכנולוגיית תקשורת קו ראייה (LOS)
  • מושפע מאוד מאילוצים סביבתיים, כולל דהיית גשם
  • בעלי יכולות חדירה מוגבלות מאוד דרך מכשולים כמו גבעות, מבנים ועצים
  • רגיש לספירת אבקנים גבוהה [צורך בציטוט]
  • ניתן להשפיל את האותות במהלך אירועי פרוטון סולארי [9]

שימושים בקישורי מיקרוגל עריכה

  • בתקשורת בין לוויינים ותחנות בסיס
  • כמובילי עמוד שדרה למערכות סלולריות
  • בתקשורת פנימית לטווח קצר
  • קישור מרכזיות טלפון מרוחקות ואזורים למרכזיות גדולות (ראשיות) ללא צורך בקווי נחושת / סיבים אופטיים
  • מדידת עוצמת הגשם בין שני מיקומים

קישורי ממסר מיקרוגל יבשתיים מוגבלים למרחק לאופק החזותי, כמה עשרות קילומטרים או קילומטרים, תלוי בגובה המגדל. פיזור טרופוספירי ("פיזור פיזור" או "פיזור") היה טכנולוגיה שפותחה בשנות החמישים כדי לאפשר קישורי תקשורת במיקרוגל מעבר לאופק, לטווח של כמה מאות קילומטרים. המשדר מקרין אלומת מיקרוגל לשמיים, בזווית רדודה מעל האופק לכיוון המקלט. כאשר הקורה עוברת דרך הטרופוספירה חלק קטן מאנרגיית המיקרוגל מפוזרת חזרה לעבר הקרקע על ידי אדי מים ואבק באוויר. מקלט רגיש מעבר לאופק קולט את האות המשתקף הזה. בהירות האות המתקבלת בשיטה זו תלויה במזג האוויר ובגורמים אחרים, וכתוצאה מכך, קושי טכני גבוה כרוך ביצירת קישור ממסר רדיו אמין מעל האופק. קישורי Troposcatter משמשים אפוא רק בנסיבות מיוחדות בהן לא ניתן להסתמך על לוויינים וערוצי תקשורת למרחקים ארוכים אחרים, כמו למשל בתקשורת צבאית.


2. טכניקת תצפית GBMS

[6] ספקטרומטר גל המילימטר הקרקעי (GBMS) מודד ספקטרום פליטת סיבוב של מינים כימיים אטמוספריים כגון O3, נ2O, CO ו- HNO3, כמו גם ה- H2רצף O, עם חלון ספקטרלי של 600 מגה הרץ מכוון בין 230 ל -280 GHz (או 7.7 ו- 9.3 ס"מ -1). הוא תוכנן ונבנה במחלקה לפיזיקה ואסטרונומיה של אוניברסיטת מדינת ניו יורק בסטוני ברוק וכולל מקלט חזית המפעיל מערבל צדדי כפול מקורר SIS (Superconductor-Isolator-Superconductor) עם תדר ביניים כפול (IF) 1.4 ג'יגה הרץ. הקצה האחורי מורכב מספקטרומטר אקוסטו-אופטי (AOS) עם מעבר פס ספקטרלי של 600 מגה-הרץ ורזולוציה מרבית של 65 קילו-הרץ [ דה זפרה, 1995]. השילוב בין הקצה הקדמי והאחורי מביא לתצפית GBMS על שני חלונות ספקטרליים בגודל 600 מגה-הרץ שתדרי המרכז שלהם מופרדים על ידי 2.8 ג'יגה הרץ (פי שניים יותר). ב- AOS, הספקטרום המלא של 600 מגה הרץ נקרא ב -40 אלפיות השנייה ומשולב לאורך זמן במחשב. כל קובץ ספקטרלי נשמר לאחר שילוב זמן כולל של 5 עד 15 דקות. באופן כללי, קווי פליטה שנצפו חלשים מכדי להציג יחס אות ורעש טוב (S / N) בתוך שילובי זמן קצרים אלה, וקבצי ספקטרום בדרך כלל מתווספים יחד באופן לא מקוון כדי להגיע ליחס S / N מספק. ה- GBMS צופה בקו הפליטה של ​​מין כימי אחד בכל פעם, בדרך כלל למשך 1 עד 5 שעות (תלוי ב- S / N). לאחר מכן יש לכוון את חלון 600 מגהרץ שלו למרווח תדרים אחר (בטווח של 230-280 ג'יגה הרץ) על מנת להתבונן בקו הפליטה של ​​מין כימי אחר.

[7] בהתחשב בפרמטרים הפיזיים של מעבר סיבובי ספציפי, צורת הקו הספקטרלי שלו תלויה מאוד בפרופיל הריכוז האנכי של המין הנצפה (בדרך כלל לא ידוע) ובפרופיל הלחץ האטמוספרי (הידוע בדרך כלל). לכן, באמצעות צורת הקו הנצפית יחד עם פרופילים אנכיים של לחץ וטמפרטורה, תהליך פירוק מתמטי מאפשר למצוא את ריכוז המולקולה הפולטת כפונקציה של הגובה. המעבר הכללי של פס הספקטרום והרזולוציה של ה- GBMS הם אלמנטים מרכזיים לקביעת טווח הגובה של 17–75 ק"מ בו ניתן למדוד את ריכוז גזי העקבות [למשל, ראה מוסקרי ואח '., 2007, והפניות שם]. לגבי אדי מים, איננו צופים ב- H2קו פליטה O (למשל, ב- 183 או 325 GHz) אלא הפליטה מה- H2O רצף הקיים בין קווי פליטה. לכן, ניתן להשיג רק את תוכן העמודים המשולבים מתצפיות GBMS על אדי מים.

[8] במהלך פעולות ביצוע נתונים רגילות, ה- GBMS צופה בקרינה משני כיוונים שונים שבין 75 ° ל -80 ° זה מזה, המועבר על ידי גלגל מסוק חצי עגול מחזיר רפלקטיבי בתדר ~ 1 הרץ (ראה איור 1). כיוון תצפית אחד נמצא ליד השיא (קרן התייחסות, או R) ואילו השני מצביע בין 10 ° ל 15 ° מעל האופק (קרן אות, או S). יריעה דיאלקטרית (עשויה מפרספקס) המותקנת בקורת ה- R משמשת כמקור "גוף אפור" שקוף חלקית (ופולט חלש) של קרינת פס רחב כדי לפצות על ההספק הכולל הנמוך המתקבל מפליטת האטמוספירה ליד השיא (עם קצר יותר אורך נתיב גיאומטרי ביחס לקורת ה- S), ומאפשר להשיג איזון כוח בין כיווני הקורה S ו- R. נעשה שימוש ביריעות דיאלקטריות שונות, בהתאם לתנאי האטמוספירה, כאשר האטימות שלהן נעה בין 0.2-2.8 נפררים ב- 275 ג'יגה הרץ. מאזן כוח זה מורגש על ידי גלאי רגיש פאזה המסונכרן לסיבוב גלגל המסוק הממתג את הקורה ומתוחזק על ידי מערכת סרוו המתאימה את זווית הגובה של קרן ה- S אם רמת ההספק (S-R) חורגת מאפס. כאשר אטימות האטמוספירה עולה או פוחתת (גורמת לפליטה תרמית מהאטמוספירה להגדיל או להקטין), מנגנון הסרוו, המבקש לשמור על איזון הכוח בשתי הקורות, יניע את זווית קרן ה- S כלפי מעלה או מטה. האטימות של היריעה הדיאלקטרית, תלויה בהרכבה ובעובי שלה, תקבע את זוויות שיווי המשקל לטווח נתון של אטום אטמוספרי. קרינה אטמוספרית משני כיווני הקורה נכנסת דרך חלון העשוי מסוג PP-2 Eccofoam (ראה איור 1) המאופיין באטימות קטנה מאוד באורכי גל מילימטר (~ 0.007 Nepers).

[12] במשוואה לעיל, כל המונחים מלבד τz ניתן להפיק ממדידות עצמאיות כך שהאטימות בכיוון הזנית תישאר הכמות הלא ידועה היחידה. למעשה, כל המונחים מלבד אס (נגזר ישירות ממד של θס) ו τz בדרך כלל קבועים במשך כמה שעות ומשוואה (4) מראה זאת τz ניתן להפיק ברציפות מתיעוד הזווית θס שבהן כוחות S ו- R מאוזנים במהלך התצפית. ניתן לפתור משוואה (4) τz באמצעות הליך איטרטיבי. הדיוק לתוצאה τz הערכים נאמדים ב -4.5% על ידי הוספת ריבועי אי הוודאות ב- θס (2.2%), תכַּספּוֹמָט (3.3%) ו τעמ ' (2.2%). טעמ ' מנוטר באמצעות חיישן טמפרטורה הממוקם ליד יריעת הפיצוי וממוצע ממוצע של 15 דקות. לחוסר הוודאות כתוצאה יש השפעה זניחה על τz.

[14] הליך שני זה להערכת τz מתבצעת על ידי הפרעה לביצוע פעולות הנתונים הרגילות וביצוע מה שמכונה "טבילה בשמיים" [ראה, למשל, האן ווסטווטר, 2000]. הפעולה מורכבת מהזזה ידנית של המראה שקובעת את כיוון התצפית S בטווח המותר על ידי פתיחת החלון (10–15 ° מעל האופק) במדרגות ~ 0.5 °, ומדידת עוצמת המוצא בכל שלב באמצעות GBMS, והערכה τz בכל שלב באמצעות משוואה (6). אם צפיפות אדי מים אינה תלויה בכיוון הצפייה (הומוגניות אטמוספרית) ו- Tכַּספּוֹמָט נאמד נכון, הערכים הנגזרים של τz יהיו בהסכמה טובה זה עם זה, וערכם הממוצע יביא לאומדן של אטימות זנית. בדיקה נוספת של ההומוגניות האופקית של שדה אדי המים מתבצעת על ידי מדידה τz גם בשיא (לאחר הסרת היריעה המפצה שממוקמת בדרך כלל בכיוון הקורה R) ואימות העקביות שלה עם מדידות טבילה בשמיים. באמצעות טכניקה זו, חוסר הוודאות בכל מדידה אחת של τz (כלומר, משוואה (6) המופעלת על כל צעד במראה 0.5 ° יחיד) נאמדת ב -15%, כאשר תרומת השגיאה היחסית הגדולה ביותר של 14% מגיעה מחוסר הוודאות במדידת Tסקי באמצעות הליך כיול GBMS. עם זאת, לקחת את הממוצע של ∼11τz מדידות מאותו טבילה בשמיים מביאות לחוסר ודאות יחסית ביחס לממוצע τz של 5.1%. למרות שמערבלים של SIS רגישים לקיטוב של הקרינה האירוע, שינויים קוטביים מזויפים פוטנציאליים (למשל, אלה הנגרמים על ידי שינוי כיוון מראת קרן ה- S [למשל, Renbarger et al., 1998]) זניחים בהשוואה לאות הטרופוספרי הלא מקוטב שנצפה על ידי ה- GBMS בין 230 ל -280 ג'יגה הרץ.

[15] תוצאות משתי השיטות השונות שתוארו לעיל מושוותות בסעיף הבא (ראה איור 4), לאחר דיון בהמרתן ל- PWV. באופן כללי, השיטה המבוססת על איזון כוחות המוצא S ו- R עדיפה על פני טבילה בשמיים בעיקר מכיוון שהראשונה נותנת מדידות רצופות של אטימות במהלך תצפית רגילה על קווי פליטה סיבוביים. זה אומר ש τz מדידות אינן דורשות נוכחות של מפעיל וכל מדידה ניתן להשיג באופן עקרוני ברזולוציה זמנית של ~ דקה (המאפשרת ממוצע של מספר גדול של סיבובי מסוקים בתדר של 1 הרץ). טכניקת הטבילה בשמיים מתבצעת במקום זאת באופן ידני על ידי המפעיל תוך כ- 15 דקות. אף על פי ששיטת טבילה בשמיים מביאה בחשבון מעט אי-הומוגניות מרחבית פוטנציאלית על ידי ממוצע על פני מגוון כיוונים (אם כי מוגבלת), יחד עם זאת היא יכולה להיות מושפעת יותר על ידי שינויים זמניים באדי מים ביחס לשיטת איזון הכוח.

[16] תכנון הצדדי הכפול של ה- GBMS הוא הגורם המגביל לרזולוציית הספקטרום של τz מידות. מונחי פליטה הקיימים במשוואות (4) ו- (6) הם ממוצעים על פני שני חלונות ספקטרליים של 600 מגה-הרץ (רצועות הצד העליונות והתחתונות) שתדרי המרכז שלהם מופרדים ב -2.8 GHz, מה שמביא לרזולוציה כוללת של 4 GHz.


3. תוצאות השוואה והשוואה

3.1. השוואה עם מכשירי רדיו

[12] בחלק זה הוחזר W ערכי ה- SSM / T-2 מושווים לאלה שמקורם בנתוני הרדיוסונד המתקבלים מ- NOAA FSL. ראשית, למקרים אטמוספריים יבשים במיוחד בהם טב(183.31 ± 1) & gt טב(183.31 ± 3) השילוב בן שלושה הערוצים המשתמש בערוצי 183.31 GHz בלבד אמור לספק חזק יותר W אחזור מכיוון שההנחה המקבילה for לשלושת התדרים המשמשים מדויקת יותר. טבלה 1 מציגה את ההשוואה בין שילוב הערוצים 150, 183.31 ± 3 ו- 183.31 ± 7 ג'יגה הרץ, שיטה 1, לבין שילוב של שלושה ערוצים 183.31 GHz, שיטה 2, עבור כל מקרי השוואת הרדיו. טב(183.31 ± 1) & gt טב(183.31 ± 3) קריטריון מתקיים שניהם תוקנו עבור טס השפעה. טבלה 1 מציגה מספר מדגם, הטיה וסטיית תקן של ההבדל בין W תוצאות אחזור לכל חיישן SSM / T-2 הזמין בין השנים 1998-2001 ולרדיוסונדה התואמת המתאימה W ערכים. המידע מופרד לפי שנה כדי לראות אם יש השפלה גדולה כלשהי ממדי הרדיו SSM / T-2 עם זמן הולך וגובר. טבלה 1 מראה כי F14 W החזרות בשתי השיטות מספקות תוצאות שונות באופן משמעותי מאשר החזרות F12 וגם F15. ברור ש- F12 ו- F15 W מקרי אחזור המתוארים בטבלה 1 מראים שיש יתרון מובהק לשימוש בשיטה 2. הערך המוחלט של ההטיה קטן יותר עבור כל קבוצות הנתונים למעט אוסף F12 1998, המכיל גם את המספר הקטן ביותר של דגימות. חשוב מכך, ערכי סטיית התקן קטנים משמעותית בשימוש בשיטה 2 בהשוואה לשיטה 1. לכן, כאשר מיישמים אחזור זה למדי רדיומטרים שוטפים כמו SSM / T-2 ויחידת צליל מיקרוגל מתקדמת (AMSU-B), שילוב של שלושה ערוצים 183.31 GHz, שיטה 2, צריך לשמש אך ורק כאשר טב(183.3 ± 1) & gt טב(183.3 ± 3).

פלטפורמת לוויין מטאורולוגית הגנתית שָׁנָה דגימות שיטה 1 שיטה 2
הטיה, ס"מ סטיית תקן הטיה, ס"מ סטיית תקן
F12 1998 253 0.007 0.067 −0.011 0.041
F12 1999 1109 0.027 0.052 0.003 0.035
F12 2000 1334 0.029 0.060 −0.004 0.045
F14 1998 462 −0.009 0.080 −0.021 0.063
F14 1999 1097 −0.007 0.074 −0.018 0.058
F14 2000 1040 0.000 0.079 −0.026 0.060
F14 2001 1242 0.008 0.090 −0.035 0.062
F15 2000 1298 0.028 0.060 −0.002 0.040
F15 2001 1875 0.031 0.053 −0.006 0.040

[13] מכיוון שהוכח ששיטה 2 מייצרת טוב יותר W תוצאות אחזור לתנאים יבשים במיוחד, יש להשתמש בו במידת הצורך. זה נעשה לכל נתוני ה- SSM / T-2 הזמינים, כולל קבוצת המשנה המשמשת לטבלה 1, והתוצאות מושוות בטבלה 2. הערכות ההטיה וסטיית התקן בעמודה הרביעית והחמישית אינן מתוקנות עבור טס האפקט, ואלה בעמודה השישית והשביעית מתוקנים עבור טס השפעה. ברור שהתיקון ל טס ההשפעה מפחיתה את ההטיה בהשוואה, אם כי ערכי סטיית התקן כמעט נשארים זהים. ההטיה וערכי סטיית התקן דומים ועקבים יחסית משנה לשנה הן במקרים F12 והן F15. ההבדלים הן בהטיה והן בסטיית התקן שנצפו עבור נתוני F14 בטבלה 1 מתקיימים שוב בטבלה 2. סטיית התקן הגדולה באופן ניכר עבור מקרי F14 בשתי הטבלאות מעידה על כך שמד רדיומ SSM / T-2 רועש יותר פועל באותה פלטפורמת לווין. ערכי ההטיה השונים באופן עקבי מאלה של מקרי F12 ו- F15 מרמזים על פער אפשרי בכיול החיישן. מהסיבה לשמירה על עקביות ואחידות הנתונים לאורך כל תקופת 1998–2001 שאוחזרו W ערכים מה- F14 SSM / T-2 אינם כלולים בהשוואה וניתוח נוספים.

פלטפורמת לוויין מטאורולוגית הגנתית שָׁנָה דגימות לא תוקן עבור טס השפעה תוקן עבור טס השפעה
הטיה, ס"מ סטיית תקן הטיה, ס"מ סטיית תקן
F12 1998 1138 0.028 0.088 0.018 0.091
F12 1999 4159 0.037 0.079 0.029 0.079
F12 2000 5319 0.038 0.082 0.029 0.080
F14 1998 2129 0.012 0.105 −0.002 0.109
F14 1999 3902 0.008 0.103 −0.002 0.104
F14 2000 4653 0.008 0.109 −0.002 0.109
F14 2001 5131 0.008 0.116 −0.004 0.116
F15 2000 5718 0.041 0.079 0.030 0.078
F15 2001 6716 0.043 0.078 0.034 0.078

[14] ערכי הטיה וסטיית התקן המפורטים עבור F12 ו- F15 המתוקנים לטמפרטורה W החזרות בטבלה 2 חלות על ה- SSM / T-2 W החזרות שהוצגו במהלך שארית המחקר. איור 1 מציג את פיזור העלילה המשווה את כל ה- F12 ו- F15 SSM / T-2 W השגות עם נגזרות הרדיוסונד W ערכים לכל הנקודות המתוקנות לטמפרטורה שניתנו עבור שני הרדיומטרים בטבלה 2. הטיית האחזור שנמצאה בין ה- SSM / T-2 לרדיוסונד W ערכים מקורם בעיקר בנתונים עם W & gt 0.2 גרם / ס"מ 2 והוא די דומה להטיה הנגזרת עבור מספר משמעותי ממקרי האחזור האווירי MIR של וואנג ומאנינג [2003b] בין שלושה ערוצים דומים לאחזור ארבעה ערוצים אמין יותר שנגזר על ידי וואנג ואח '. [2001] .

[16] איורים 2 א ו -2 ב מתארים את ההבדל בין SSM / T-2 לאחזור רדיוסונדה בשני שילובי הערוצים SSM / T-2, כמו גם בחצי הכדור הצפוני והדרומי. איור 2 א מראה כי יש מעט מאוד הבדל בביצועים של 183.31 GHz בלבד W אחזור בין ההמיספרה הצפונית והדרומית. זה צפוי בגלל ההנחה התקפה יותר של שווה ערך ξ לשליפת שיטה 2. עבור איור 2b, רוב ההטיה המוצגת לחצי הכדור הצפוני והדרומי קשורה ככל הנראה להפרש החמצה של 150 ו- 183.31 GHz המוצג באיור 2 ג. כצפוי, הגדול יותר W הטיה באחזור בחצי הכדור הצפוני מתאימה לחלק גדול מהמקרים בהם ξ (150) קטן משמעותית מ- ξ (183). SSM / T-2 חיובי קטן יותר W הטיה לחצי הכדור הדרומי באיור 2 ב מוסברת גם על ידי העובדה כי ξ (150) כמעט שווה אך קטן יותר מ ξ (183) ברוב המקרים של חצי הכדור הדרומי. אותם יחסים בטווח התדרים של 150-220 ג'יגה הרץ תוארו ביתר פירוט על ידי וואנג ומאנינג [2003 ב].

3.2. השוואה עם MWR

[17] MWR של ARM היה פעיל במהלך SHEBA וגם בניסוי אדי מים בחורף MMWR. ה- MWR פועל כמעט ברציפות והוא מספק מקור אימות נוסף אמין עבור ה- SSM / T-2 W שְׁלִיפָה. איור 3 מציג את W ערכים שמקורם ברדיוסונד, MWR ו- F12 SSM / T-2 במהלך אפריל ומאי 1998 עבור תחנת הקרח SHEBA. ניכר כי כל שלושת ה W מקורות אחזור עוקבים אחר אותם דפוסים זמניים. שים לב שיש שתי פרקי זמן שבהם אין SSM / T-2 W ההחזרות קיימות אלה מתרחשות בין התאריכים 15-20 באפריל 1998 ובין 11-20 מאי 1998 לערך. בפרקי זמן אלה ה- MWR והרדיוסונד W השחזור הוא בעיקר & gt0.6 ס"מ, וזה קרוב לגבול יכולת האחזור SSM / T-2. מאפיין מעניין נוסף של הדגימות המוצגות באיור 3 הוא ההטיה המתמשכת שנראתה בין ה- SSM / T-2 W ונתוני האימות מסביבות 29 באפריל עד 10 במאי 1998. הטיה ממושכת זו צפויה שוב להיות בגלל ההבדל החשוד בין ξ (150) ל- ξ (183).

[18] איור 4 משווה באופן ישיר את תוצאות החזרת SSM / T-2 ו- MWR. כל מעבר SSM / T-2 תקף מושווה ישירות לערך האחזור הממוצע של MWR עבור כולם W דגימות בתוך ± 30 דקות ממעבר ה- SSM / T-2. ההטיה וסטיית התקן של הדגימות המוצגות באיור 4 מספקות מידע הקשור להתנהגות ה- SSM / T-2 W שליפה מעל קרח ים. בנוסף, חקרנו את ביצועי ה- W שליפה רחוק יותר מעל קרח ים על ידי השוואה ישירה של כל הנגזרים הרדיוסונדיים החוקרים של SHEBA W ערכים להתאמת ערכי SSM / T-2 שאוחזרו. מכיוון שניסוי ה- SHEBA נמשך כשנה, ההתנהגות השנתית המשוערת של W שליפה מעל קרח ים ארקטי עבור קבוצת מדגם של 281 מאופיינת בהטיה של 0.04 ס"מ וסטיית תקן של 0.06.

[19] איור 5 מציג את W ערכים שמקורם ברדיונסון, MWR ו- F12 SSM / T-2 במהלך מרץ 1999 לניסוי אדי מים חורף MMWR שנערך באתר CART של תוכנית ARM ליד בארו, אלסקה. בדומה להשוואת SHEBA באיור 3 שהוחזר W ערכים לכל סוג חיישן מראים הסכמה טובה. לצערי, טס הנתונים לא היו זמינים בקלות במשך כל תקופת הזמן, ולכן טס התיקון אינו מוחל.

[20] איור 6 מראה את פיזור החלקים בין ה- SSM / T-2 ל- MWR W החזרות המוצגות באיור 5. ה- SSM / T-2 W החזרות מעל 0.2 ס"מ מראות שוב על הטיה רטובה שקשורה ככל הנראה למאפייני הפליטה של ​​פני השטח כאשר ξ (150) & lt ξ (183). למרות שאיור 2 ג 'ללא ספק מציע כי ξ (150) & lt ξ (183) על פני סוגים רבים של משטחי קרקע, עדיין לא מקובל להשתמש בהנחה לשיפור ה- SSM / T-2. W שְׁלִיפָה. יש צורך בעבודה נוספת על מנת לכמת מאפיינים ξ באורכי גל אלה על פני סוגים רבים של משטחים.


תוכן

במולקולת המים, במצב הגזי, יש שלושה סוגים של מעבר שיכולים לגרום לספיגה של קרינה אלקטרומגנטית:

  • מעברים סיבוביים, בהם המולקולה צוברת קוונט של אנרגיית סיבוב. אדי מים אטמוספריים בטמפרטורת ולחץ הסביבה מולידים ספיגה באזור האינפרא-אדום הרחוק של הספקטרום, מכ- 200 ס"מ -1 (50 מיקרומטר) לאורכי גל ארוכים יותר לכיוון אזור המיקרוגל.
  • מעברים רטטיים שבהם מולקולה צוברת קוונט של אנרגיה רטטית. המעברים הבסיסיים מולידים ספיגה באמצע האינפרא אדום באזורים סביב 1650 ס"מ -1 (רצועת μ, 6 מיקרומטר) ו- 3500 ס"מ -1 (מה שנקרא רצועת X, 2.9 מיקרומטר)
  • מעברים אלקטרוניים שבהם מולקולה מקודמת למצב אלקטרוני נרגש. המעבר האנרגטי הנמוך ביותר מסוג זה הוא באזור האולטרה סגול ואקום.

במציאות, רטט של מולקולות במצב גזי מלווה במעברים סיבוביים, מה שמוליד ספקטרום סיבוב רטט. יתר על כן, צלילי רטט ורצועות שילוב מתרחשים באזור הקרוב לאינפרא אדום. מאגר הנתונים של הספקטרוסקופיה HITRAN מפרט יותר מ 37,000 קווי ספקטרום עבור H גזי2 16 O, החל מאזור המיקרוגל לספקטרום הגלוי. [5] [12]

במים נוזליים מעברי הסיבוב מרווים ביעילות, אך רצועות הספיגה מושפעות מקשר מימן. בקרח גבישי הספקטרום הרטט מושפע גם מקשר מימן ויש תנודות סריג הגורמות לספיגה באינפרא אדום הרחוק. מעברים אלקטרוניים של מולקולות גזיות יראו מבנה עדין רוטט וגם סיבובי.

יחידות עריכה

מיקומי רצועת ספיגה אינפרא-אדום עשויים להינתן באורך גל (בדרך כלל במיקרומטר, מיקרומטר) או במספר גל (בדרך כלל בסנטימטרים הדדיים, ס"מ -1).

מולקולת המים היא חלק עליון אסימטרי, כלומר יש לה שלושה רגעי אינרציה עצמאיים. סיבוב סביב ציר הסימטריה פי 2 מוצג משמאל. בגלל הסימטריה הנמוכה של המולקולה, ניתן לראות מספר גדול של מעברים באזור האינפרא אדום הרחוק של הספקטרום. מדידות ספקטרום המיקרוגל סיפקו ערך מדויק מאוד לאורך הקשר O-H, 95.84 ± 0.05 pm ו- H-O-H זווית הקשר, 104.5 ± 0.3 °. [13]

למולקולת המים שלוש תנודות מולקולריות בסיסיות. תנודות המתיחה של O-H מולידות רצועות ספיגה שמקורן הלהקה הוא 3657 ס"מ -1 (ν1, 2.734 מיקרומטר) ו- 3756 ס"מ -1 (ν3, 2.662 מיקרומטר) בשלב הגז. רטט המתיחות הא-סימטרי, של B2 סימטריה בקבוצת הנקודות C2v הוא רטט רגיל. מקור מצב הכיפוף H-O-H הוא 1595 ס"מ -1 (ν2, 6.269 מיקרומטר). הן למתיחות סימטריות והן לתנודות כיפוף יש A1 סימטריה, אך הפרש התדרים ביניהם הוא כה גדול עד כי הערבוב הוא למעשה אפס. בשלב הגז שלושת הלהקות מציגות מבנה דק בסיבוב נרחב. [14] בספקטרום הקרוב לאינפרא אדום ν3 יש סדרת צלילים מוגדלים במספר גלי מעט פחות מ- n · ν3, n = 2,3,4,5. להקות שילוב, כמו ν2 + ν3 נצפים בקלות גם באזור הקרוב לאינפרא אדום. [15] [16] נוכחותם של אדי מים באטמוספירה חשובה לכימיה האטמוספרית במיוחד שכן קל לראות את ספקטרום האינפרא אדום והסמוך לאינפרא אדום. קודים סטנדרטיים (אופטיים אטמוספריים) מוקצים לפסי קליטה כדלקמן. 0.718 מיקרומטר (גלוי): α, 0.810 מיקרומטר: מיקרו, 0.935 מיקרומטר: ρστ, 1.13 מיקרומטר: φ, 1.38 מיקרומטר: ψ, 1.88 מיקרומטר: Ω, 2.68 מיקרומטר: X. הפערים בין הלהקות מגדירים את חלון האינפרא אדום בחלל כדור הארץ אַטמוֹספֵרָה. [17]

הספקטרום האינפרא אדום של מים נוזליים נשלט על ידי ספיגה אינטנסיבית עקב רעידות מתיחה בסיסיות ב- O-H. בגלל העוצמה הגבוהה, יש צורך באורכי שבילים קצרים מאוד, בדרך כלל פחות מ 50 מיקרומטר, כדי להקליט את הספקטרום של פתרונות מימיים. אין מבנה דק סיבובי, אך רצועות הקליטה רחבות יותר ממה שניתן היה לצפות בגלל קשירת מימן. [18] מקסימום שיא של מים נוזליים נצפה ב 3450 ס"מ -1 (2.898 מיקרומטר), 3615 ס"מ -1 (2.766 מיקרומטר) ו- 1640 ס"מ -1 (6.097 מיקרומטר). [14] מדידה ישירה של הספקטרום האינפרא אדום של תמיסות מימיות מחייבת שחלונות הקובט יהיו עשויים מחומרים כגון סידן פלואוריד שאינם מסיסים במים. לחלופין ניתן להתגבר על קושי באמצעות מכשיר החזר מוחלט מוחלש (ATR) ולא בהעברה.

בטווח הקרוב לאינפרא אדום יש למים נוזליים רצועות ספיגה סביב 1950 ננומטר (5128 ס"מ -1), 1450 ננומטר (6896 ס"מ -1), 1200 ננומטר (8333 ס"מ -1) ו -970 ננומטר, (10300 ס"מ -1). [19] [20] [15] ניתן להשתמש באזורים שבין רצועות אלו בספקטרוסקופיה כמעט אינפרא-אדום למדידת הספקטרום של תמיסות מימיות, ביתרון כי זכוכית שקופה באזור זה, כך שניתן להשתמש בקובטות זכוכית. עוצמת הקליטה חלשה יותר מאשר עבור התנודות הבסיסיות, אך אין זה חשוב מכיוון שניתן להשתמש בקוביות ארוכות יותר לאורך השביל. רצועת הקליטה ב 698 ננומטר (14300 ס"מ -1) היא צליל עליון 3 (n = 4). הוא זורם לאזור הגלוי ואחראי לצבע הכחול המהותי של המים. ניתן לראות זאת בעזרת ספקטרופוטומטר UV / vis רגיל, תוך שימוש באורך שביל 10 ס"מ. ניתן לראות את הצבע בעין על ידי הסתכלות בעמוד מים באורך של כ -10 מ ', יש להעביר את המים דרך אולטרה פילטר בכדי לבטל את הצבע בגלל פיזור ריילי אשר יכול גם לגרום למים להיראות כחולים. [16] [21] [22]

ספקטרום הקרח דומה לזה של מים נוזליים, עם מקסימום שיא של 3400 ס"מ -1 (2.941 מיקרומטר), 3220 ס"מ -1 (3.105 מיקרומטר) ו- 1620 ס"מ -1 (6.17 מיקרומטר) [14]

בשני מים נוזליים ואשכולות קרח, מתרחשות תנודות בתדר נמוך, הכוללות מתיחה (TS) או כיפוף (TB) של קשרי מימן בין-מולקולריים (O – H ••• O). להקות באורכי גל λ = 50-55 מיקרומטר או 182-200 ס"מ -1 (44 מיקרומטר, 227 ס"מ -1 בקרח) יוחסו ל- TS, למתיחה בין-מולקולרית ו- 200 מיקרומטר או 50 ס"מ -1 (166 מיקרומטר, 60 ס"מ -1 בקרח), לשחפת, עיקול בין מולקולרי [11]

אורכי גל צפויים של גווני צלצול ורצועות שילוב של מים נוזליים באזור הגלוי [16]
ν1, ν3 ν2 אורך גל / ננומטר
4 0 742
4 1 662
5 0 605
5 1 550
6 0 514
6 1 474
7 0 449
7 1 418
8 0 401
8 1 376

מקדמי הקליטה של ​​200 ננומטר ו- 900 ננומטר כמעט שווים ב 6.9 מ -1 (אורך ההחלשה של 14.5 ס"מ). ספיגת אור חלשה מאוד, באזור הנראה, על ידי מים נוזליים נמדדה באמצעות מד ספיגת חלל (ICAM). [16] הקליטה יוחסה לרצף של רצועות יתר וצירופים שעוצמתם יורדת בכל שלב, מה שמביא למינימום מוחלט ב -418 ננומטר, אשר באורך הגל מקדם הנחתה הוא כ- 0.0044 מ '-1, שהוא אורך הנחתה. של כ 227 מטר. ערכים אלה תואמים ספיגה טהורה ללא השפעות פיזור. ההחלשה של, למשל, קרן לייזר תהיה מעט חזקה יותר.

המעברים האלקטרוניים של מולקולת המים נעוצים באזור האולטרה סגול ואקום. לאדי מים הלהקות הוקצו כדלקמן. [11]

  • רצועת 65 ננומטר - מעברים אלקטרוניים רבים, פוטוניזציה, פוטו-דיסוציאציה
  • מאפיינים נפרדים בין 115 ל -180 ננומטר
    • קבוצה של להקות צרות בין 115 ל 125 ננומטר
      סדרת ריידברג: 1ב12) → מצבים רבים של רידברג ו -3א11) → 3sa1 מדינת ריידברג
    • רצועת 128 ננומטר
      סדרת ריידברג: 3א11) → 3sa1 מדינת ריידברג ו -1ב12) → 3sא1 מדינת ריידברג
    • רצועת 166.5 ננומטר
      1ב12) → 4א11מסלול דמוי *

    ספקטרום הסיבוב הטהור של אדי מים משתרע לאזור המיקרוגל.

    למים נוזליים יש ספקטרום ספיגה רחב באזור המיקרוגל, שהוסבר במונחים של שינויים ברשת קשרי המימן המביאים ספקטרום מיקרוגל רחב, חסר תכונות. [24] הספיגה (שווה ערך לאובדן דיאלקטרי) משמשת בתנורי מיקרוגל לחימום מזון המכיל מולקולות מים. בדרך כלל משתמשים בתדר של 2.45 ג'יגה הרץ, אורך גל 122 מ"מ.

    תקשורת רדיו בתדרי GHz קשה מאוד במים מתוקים וביתר שאת במי מלח. [11]

    אדי מים הם גז חממה באטמוספירה של כדור הארץ, האחראי על 70% מהספיגה הידועה של אור השמש הנכנס, במיוחד באזור האינפרא אדום, וכ- 60% מהספיגה האטמוספרית של קרינה תרמית על ידי כדור הארץ המכונה אפקט החממה. [25] זהו גם גורם חשוב בהדמיה רב-ספקטרלית והדמיה היפר-ספקטרלית המשמשים בחישה מרחוק [12] מכיוון שאדי מים סופגים קרינה באופן שונה ברצועות ספקטרליות שונות. השפעותיו מהוות שיקול חשוב גם באסטרונומיה אינפרא אדום ובאסטרונומיית רדיו במיקרוגל או ברצועות הגלים. טלסקופ הקוטב הדרומי הוקם באנטארקטיקה בין השאר מכיוון שהגובה והטמפרטורות הנמוכות שם אומרים שיש מעט מאוד אדי מים באטמוספירה. [26]

    באופן דומה, רצועות ספיגת פחמן דו חמצני מתרחשות סביב 1400, 1600 ו- 2000 ננומטר, [27] אך נוכחותו באטמוספירה של כדור הארץ מהווה רק 26% מאפקט החממה. [25] גז פחמן דו חמצני סופג אנרגיה בכמה קטעים קטנים בספקטרום האינפרא אדום התרמי שאדי מים מפספסים. ספיגה נוספת זו באטמוספירה גורמת לאוויר להתחמם מעט יותר וככל שהאטמוספירה חמה יותר יכולתה להחזיק יותר אדי מים. ספיגת אדי מים נוספת זו משפרת עוד יותר את אפקט החממה של כדור הארץ. [28]

    בחלון האטמוספרי בין 8000 ל- 14000 ננומטר בספקטרום האינפרא אדום הרחוק, ספיגת פחמן דו חמצני ומים חלשה. [29] חלון זה מאפשר להקרין את רוב הקרינה התרמית ברצועה זו אל החלל ישירות מעל פני כדור הארץ. רצועה זו משמשת גם לחישה מרחוק של כדור הארץ מהחלל, למשל עם הדמיה אינפרא אדום תרמית.

    כמו גם ספיגת קרינה, אדי מים פולטים מדי פעם קרינה לכל הכיוונים, על פי עקומת פליטת הגוף השחור לטמפרטורה הנוכחית המוטלת על ספקטרום ספיגת המים. חלק ניכר מאנרגיה זו יתפסו מחדש על ידי מולקולות מים אחרות, אך בגבהים גבוהים יותר, הקרינה הנשלחת לעבר החלל נוטה פחות להילכד מחדש, מכיוון שיש פחות מים זמינים לתפוס קרינה באורכי גל סופגים ספציפיים למים. בראש הטרופוספירה, כ- 12 ק"מ מעל פני הים, רוב אדי המים מתעבים למים נוזליים או לקרח כאשר הוא משחרר את חום האידוי שלו. לאחר שינוי המצב, מים נוזליים וקרח נושרים לגבהים נמוכים יותר. זה יתאזן על ידי אדי מים נכנסים העולים באמצעות זרמי הסעה.


    מזהה הקיטוב של קו הלהקה

    מזהה הקיטוב של קו הלהקה (KUPID) ישלב רעש נמוך מאוד של 12–18 ג'יגה הרץ, מקוטב המתאם על אנטנת הגל של קרופורד היל בשבעה מטרים, גל. המרכיבים העיקריים של הקוטב ייבנו באוניברסיטת מיאמי ורכיבים מרכזיים אחרים, כולל קרן המיקרוגל ומערכת רכישת הנתונים ייבנו באוניברסיטת שיקגו ובאוניברסיטת פרינסטון. פרויקט זה ימדוד את ש ו U פרמטרים של סטוקס באזורים הסמוכים לקוטב השמימי הצפוני, באזורים של זיהום גלקטי נמוך ובאזורים הסמוכים למישור הגלקטי. ניסוי סקר KUPID עושה שימוש ברבים מהטכניקות ששימשו בניסוי ה- IQU של פרינסטון (PIQUE) שפותח על ידי חברי שיתוף הפעולה הזה כדי לזהות קיטוב CMB באורכי גל קצרים יותר. ניסוי KUPID יוקם במקביל ובאותו סולם זמנים כמו ניסוי CAPMAP (ראה Barkats, נפח זה) שהוא הניסוי המשך ל- PIQUE. KUPID יצפה באנטנה של קרופורד היל מסוף האביב ועד תחילת הסתיו, ואילו CAPMAP יצפה בחודשי אדי המים התחתונים של סוף הסתיו ועד תחילת האביב.


    מדריך להקצאות תדרים והגנה על ספקטרום לשימושים מדעיים: מהדורה שנייה (2015)

    המחקר המקיף על עצמים קוסמיים בתדרי רדיו החל לאחר גילויו הרציני של פליטת הרדיו השמימי בשנת 1932 על ידי קרל ג'אנסקי ממעבדות הטלפון של בל, כתוצר לוואי של מחקרי מערכת ורעש תרמי במערכות רדיו-טלפון. מאז תגלית ראשונית זו גילו אסטרונומי רדיו תגליות חשובות רבות, כולל כמה שהוכרו על ידי הענקת פרסי נובל (תיבה 2.1). מדע האסטרונומיה ברדיו גדל להפליא עם השנים והפך לכלי מרכזי באסטרונומיה המודרנית ובאסטרופיזיקה. 1 בגלל התנאים הפיזיים הקיצוניים הקשורים לחפצים שמימיים מסוימים, תצפיות ברדיו מאפשרות לחקור מגוון רחב של סביבות פיזיקליות, כולל קיצוניות בצפיפות, בטמפרטורה, בלחץ ובהרכבים כימיים יוצאי דופן שלא ניתן לשחזר על כדור הארץ.

    פליטת רדיו מחפצים שמימיים נוצרת בתנאים שונים מאותם תהליכים המייצרים קרינה גלויה. גלי האור שנחקרו על ידי אסטרונומים אופטיים מקורם באובייקטים כמו כוכבים וערפיליות סביב. גלי רדיו שמימיים, לעומת זאת, מגיעים מסביבות מגוונות שלא תמיד נגישות באורכי גל אחרים (ראו, למשל, איור 2.1). ואכן, מחקרים באורכי גל רדיו חושפים לעיתים קרובות סוגים חדשים של עצמים. יתר על כן, מחקר שנערך על ידי אסטרונומים רדיו על אותם עצמים שמימיים אותם אסטרונומים אופטיים לומדים מספק תובנה עצמאית לתהליכים הפיזיקליים שאינם נבדקים באורכי גל אחרים.

    חקר פליטת הרדיו ממקורות שמימיים מספק תובנה ייחודית להיווצרותם, האבולוציה והמאפיינים הפיזיים של מגוון רחב של עצמים ותופעות אסטרונומיות. חשיבות מיוחדת למחקר היווצרותם והתפתחותם של אובייקטים שמימיים היא העובדה שכמה מקורות אסטרונומיים של גלי רדיו נמצאים בגבולות הרחוקים ביותר של היקום הידוע. תצפיות במקורות רחוקים אלה מספקות מידע על מצבו של היקום לפני זמן רב מאוד מכיוון שגלי הרדיו ממקורות אלה נעים כבר מיליארדי שנים רבות (ראה איור 2.2). על

    1 למידע רקע ממאמרים טכניים הנוגעים ליכולות הטכניות של שירותי הרדיו האסטרונומיה, ראה את הדברים הבאים: T.L. ווילסון, ק 'רולפס וס' הוטמייסטר, כלים של אסטרונומיית רדיו, מהדורה 6, דצמבר 2013 ו- A.R. תומפסון, ג'יי.אם מורן וג.ו.סוונסון, אינטרפרומטריה וסינתזה באסטרונומיה ברדיו, מהדורה שנייה, מאי 2001.

    תיבה 2.1
    פרסי נובל הוענקו על תרומות שניתנו על ידי אסטרונומים ברדיו

    2006 & mdash ג'ון סי. מאטר וג'ורג 'פ. סמוט על גילוי צורת הגוף השחור ואניסוטרופיה של קרינת הרקע המיקרו הקוסמית העוקבת אחר התנודות האחראיות לכל המבנים הנראים ביקום.

    1993 & mdash רוסל אלן הולס וג'וזף הוטון טיילור ג'וניור על גילוי סוג חדש של פולסר, גילוי שפתח אפשרויות חדשות לחקר גרביטציה.

    1978 & mdash ארנו אלן פנזיאס ורוברט וודרו ווילסון על גילוי קרינת הרקע של המיקרוגל הקוסמית.

    1974 & mdash אדוני מרטין רייל ואנטוני היוויש על מחקרם החלוצי באסטרופיזיקה ברדיו: רייל על תצפיותיו והמצאותיו, בפרט על טכניקת סינתזת הצמצם, והיוויש על תפקידו המכריע בגילוי פולסרים.

    מצד שני, מקורות אחרים של גלי רדיו נמצאים בחצר האחורית שלנו: השמש ויופיטר מציגים שניהם פרצי פליטת רדיו. דוגמאות ספציפיות לשימוש מדעי בספקטרום הרדיו למחקר אסטרונומי מודגשות בסעיפים הבאים.

    גילוי מקורות הרדיו ועיקר הידע העכשווי אודות טיבם והתפוצתם, ועל התהליכים האחראים לפליטת הרדיו מהם, הגיעו באמצעות תצפיות על קרינת הרצף. תצפיות רצף בוחנות את השונות הרחבה של הפליטה בתדירות (ראה איור 2.3). מדידות אינדיבידואליות נעשות עם גלאי פס רחב המשתרעים על עד 8 ג'יגה הרץ ולכן הם רגישים להפרעות בטווח תדרים גדול, ממטר עד אורכי גל מילימטר (כמה מגה-הרץ עד מאות ג'יגה הרץ). רצף הרדיו נובע משלושה תהליכים עיקריים, שלכולם יש יישומים עיקריים בחקר עצמים אסטרונומיים:

    • קרינה תרמית (גוף שחור) על פי חוק פלאנק, הנפלטת על ידי חפצים על פי הטמפרטורה הפיזית שלהם,
    • פליטה חופשית, המיוצרת בגז מיונן של אלקטרונים ופרוטונים המתנגשים באופן חופשי בעוצמה פרופורציונאלית לטמפרטורת האלקטרונים, ו
    • פליטה לא תרמית, בעיקר מיוצרת על ידי לא קוהרנטי קרינת סינכרוטרון, בהם אלקטרונים בעלי אנרגיה גבוהה מאוד מסתובבים סביב קווי שדה מגנטי, וגם על ידי מגוון של תהליכים קוהרנטיים, כגון קרינת פלזמה וציקלוטרון.

    השפעה נוספת נובעת מאפקט הקומפטון ההפוך, שבו אלקטרונים רלטיביסטיים בגלקסיות קדמיות מעבירים את הפוטונים הנפלטים מרקע המיקרוגל לאנרגיות גבוהות יותר, ובכך מייצרים ספיגה לכאורה בפס הרדיו. זה ידוע גם בשם אפקט Sunyaev-Zel & rsquodovich (SZ).

    איור 2.1 תמונת כל השמיים בתדירות מרובה של שמי המיקרוגל המורכבת באמצעות נתונים מסוכנות החלל האירופית (ESA) / לוויין נאס"א פלאנק המכסה את הספקטרום האלקטרומגנטי בין 30-857 ג'יגה הרץ. המבנה המנומר של קרינת הרקע המיקרוגל הקוסמית (CMB), עם תנודות הטמפרטורה הזעירות שלו המשקפות את שינויים בצפיפות הראשונית שמקורם במבנה הקוסמי של ימינו ורסקוס, נראה בבירור באזורי הרוחב הגבוהים של המפה. הלהקה המרכזית היא מישור הגלקסיה שלנו. חלק גדול מהתמונה נשלט על ידי הפליטה המפוזרת מהגז והאבק שלה. הגלקסיה הספירלית הגדולה באנדרומדה, במרחק של 2.2 מיליון שנות אור מכדור הארץ, נראית כשבר של אור מיקרוגל, המשתחרר על ידי האבק הקר ביותר בגופו הענק. גלקסיות אחרות, רחוקות יותר, עם חורים שחורים סופר-מסיביים נראות כנקודות בודדות של מיקרוגל המנקדות את התמונה. התמונה נגזרה מנתונים שנאספו על ידי פלאנק במהלך סקר השמים הראשון שלה, ומגיעה מכ -12 חודשים של תצפיות. המקור: ESA, & ldquo The שמיים המיקרוגל כפי שנראה על ידי פלאנק, & rdquo יולי 2010, http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2010/07/The_microwave_sky_as_seen_by_Planck. זכויות יוצרים ESA / HFI ו- LFI.

    תצפיות בעוצמות הרצף במספר תדרים משמשות לקביעת הספקטרום האופייני למקורות, אך מכיוון שהתפלגות קרינת הרצף בתדירות חלקה יחסית, אין צורך לבצע תצפיות מסוג זה בתדרים ספציפיים או סמוכים זה לזה. שימוש ברוחב פס רחב של אותות מאפשר להשיג רגישות גבוהה יותר מכיוון שהרעש הגאוסי מצטמצם בגורם פרופורציונלי לשורש הריבועי של רוחב הפס. בתדרים גבוהים, רוחבי פס של עד 8 ג'יגה הרץ משמשים בדרך כלל לאנטנות בודדות כמו הטלסקופ הירוק של הבנק (GBT), כמו גם למערכים כמו מערך Very Large (VLA). רצועות הרדיו, במיוחד אלה בתדרים מתחת ל -3 גיגה-הרץ, חשובות במיוחד לחקר קוואזרים, גלקסיות רדיו, פולסרים, מעברי רדיו, השמש וכוכבי הלכת במערכת השמש שלנו ומחוצה לה. בסוף התדרים הגבוהים, תצפיות רצף בתדרים מעל 20 ג'יגה הרץ משמשות לחקר ההתפלגות הזוויתית, הקיטוב והמבנה הדק של רקע המיקרוגל הקוסמי 2.7 K (ראה איור 2.1), שריד למפץ הגדול.

    איור 2.2 סכמטי של התפתחות היקום, עם הזמן על הציר האופקי העליון והזזה אדומה (ראה תיבה 2.2) על הציר האופקי התחתון. הפיתוח התחיל עם המפץ הגדול, 13.7 Gigayears בעבר. מיד לאחר המפץ הגדול, החומר היה חם ומיונן. עם התפשטות החומר המיונן התקרר, עם ניתוק החומר והקרינה. שריד המפץ הגדול שמתגלה כרקע המיקרוגל הקוסמי שנוצר בהזזה אדומה, z, בערך בשנת 1100. לאחר הסטה אדומה 1100, העניין נעשה ניטרלי, עד שנוצרו כוכבים. בין השינויים האדומים בין 15 ל -6, הדורות הראשונים של הכוכבים, הגלקסיות והקוואזרים מיוננו מחדש חומר, וכתוצאה מכך התקופה המכונה עידן מחדש (EoR). לאחר ה- EoR, הגלקסיות המשיכו להיווצר ולהתפתח בתוך גלקסיית שביל החלב, מערכת השמש שלנו נוצרה רק לפני 4.7 Gyr. נכון לעכשיו, נראה כי קצב התפשטות היקום מאיץ, המיוחס לאנרגיה האפלה. המקור: הותאם מצוות המדע של NASA / WMAP, & ldquo ציר הזמן של היקום, & עמוד rdquo עודכן ב- 21 בדצמבר 2012, http://map.gsfc.nasa.gov/media/060915/index.html.

    קרינת קו ספקטרלי נפלטת כאשר אטום או מולקולה עוברים מעבר מקרין בין רמות האנרגיה. קרינה זו נפלטת בתדר מוגדר היטב וכך נוצרת קו בספקטרום הרדיו (איור 2.4). עבור מולקולות, רבים ממעברי הסיבוב והרטט מתרחשים ברצועת הגל של הסנטימטר והמילימטר, ולכן כל כך הרבה מחקרים על קו הספקטרום, כולל גילוי בחלל החיצון של מינים מולקולריים חדשים, יכולים להתבצע רק בחלק הרדיו של הספקטרום. בנוסף,

    איור 2.3 שמאלה: ספקטרום רצף המיוצר על ידי מנגנוני פליטה שונים. ימין: סוגי מקורות אסטרונומיים המייצרים את פליטת הרציף המקביל. רמות השטף המוצגות תואמות את המקורות הידועים ביותר. ג'נסקי (Jy) הוא 10 -26 W m -2 Hz -1.

    טכניקות רדיו מאפשרות לצפות בקווי ספקטרום ברזולוציית תדרים גבוהה מאוד שלא ניתן להשיג באמצעות טכניקות הנפוצות באורכי גל אחרים.

    לכל מין אטומי ומולקולרי יש סט ייחודי משלו של קווי ספקטרום. קווי הספקטרום הרדיו של האטומים נובעים ממעברים היפר-פינים או מחודש אלקטרונים. אחד הקווים הבסיסיים והנצפים ביותר מופיע ב 1420 מגה-הרץ, הנובע ממימן אטומי ניטרלי. מחקרים על קו זה מספקים מעקב חשוב אחר היסוד השופע ביותר ביקום בתוך העננים הבין כוכבים שבשביל החלב וגלקסיות אחרות. קווים מולקולריים מגיעים בדרך כלל משינויים באנרגיית הסיבוב של המולקולה. מחקרים על המעברים השונים של מולקולת הפחמן החד-חמצני (CO) בשפע ב- 115, 230, 345 GHz ומעבר לכך (איור 2.5) מספקים מידע בסיסי על אופי והפצה של הצורות הצפופות ביותר של המדיום הבין-כוכבי.

    תצפיות בקווי הספקטרום מאפשרות לאסטרונומים למדוד את תזוזת הדופלר הנובעת מהתנועה היחסית של המקור והמתבונן. התדירות הנצפית של קו הספקטרום, המדווחת לעיתים קרובות כהסטה אדומה (תיבה 2.2), היא שילוב של תנועה מערכתית של האובייקט השמימי ותנועות קינמטיות מקומיות של המדיום הפולט או הקולט. מחקר על מיקום המקור, קינמטיקה וגודל זוויתי של האזורים מספק מידע חשוב על התנאים הפיזיים במקור ובסמוך לו ועל תנועות בתוך המקור.

    קווים ספקטרליים רבים ממגוון מיני אטומים וממספר רב של מולקולות נמצאו בחלל הבין כוכבי ובאטמוספירה של כוכבים, כוכבי לכת ושביטים. התרחבות מהירה זו של הידע שלנו הובילה להתפתחות ענף אסטרונומיה חדש ומרתק: אסטרוכימיה, המדגישה את סינתזת המולקולות הבין כוכביות ואת התפתחות הגז הבין כוכבי הצפוף, כולל תפקידו ביצירת כוכבים ושלבים מאוחרים יותר של חיי כוכבים. מכיוון שכוכבי הלכת נוצרים כתוצר לוואי של היווצרות כוכבים, הידע בכימיה הבין-כוכבית ומקורם של מינים מולקולריים חיוני להבנת הכימיה הפלנטרית המוקדמת ומקור החיים. קווים ספקטרליים של יותר מ 155 מינים מולקולריים שונים זוהו כעת בין כוכבים

    איור 2.4 ספקטרום אוריון-קל. חלק עליון: ספקטרום של 67 עד 93.6 ג'יגה הרץ של האזור היוצר כוכבים בעל מסה גבוהה בערפילית אוריון-קל. התצפיות נערכו בטלסקופ הבנק הירוק ברזולוציית ספקטרום של 390 קילוהרץ. לפחות 727 מאפיינים ספקטרליים בודדים של עשרות מינים מולקולריים שונים נראים. תַחתִית: תצוגה מורחבת בתדר וברגישות של טווח תדרים. תכונות ספקטרליות מסומנות על ידי הקווים המנוקדים ומסומנות על ידי מינים. לשם הבהרה, הקווים המנוקדים של מעברים שכנים מאותו המין מחוברים בקו מלא מתחת לספקטרום. התכונה שכותרתה & ldquoU & rdquo אינה מזוהה. המקור: D.T. Frayer, R.J. מדדלנה, מ 'מאייר, ל' הוג, ס 'ווייט, ר. נורוד, ואח', סקר קו הספקטרום של GBT 67-93.6 GHz של אוריון-קל, כתב עת אסטרונומי 149: 162-166, 2015 באדיבות NRAO / AUI.

    איור 2.5 התפשטות היקום מביאה לשינוי דופלר לכאורה של קווי ספקטרום למקורות רחוקים. הפרמטר z [(fלִפְלוֹט &מִינוּס fאובססיבי)/fאובססיבי] ידוע בתור הסטה אדומה. מודגמים כאן התדרים המוסטים באדום עבור מעברי סיבוב CO שנבחרו וקווי המבנה הדקים [CII] 158 מיקרון, [OIII] 88 מיקרון, ו- [OI] 63 מיקרון. האזורים האנכיים המוצלים בצבע מציינים את טווח התדרים של מקבלי המערך Atacama Large Millimeter Array. תצפיות במספר קווי CO מאותו מקור מאפשרות לחקור את התנאים הפיזיים (טמפרטורה וצפיפות) הקשורים לעננים מולקולריים ואזורים היוצרים כוכבים באובייקטים סמוכים ורחוקים ביותר. המקור: עיבוד מ R. Maiolino, סיכויים ללימודי AGN עם ALMA, ביקורות אסטרונומיה חדשות 52 (6): 339-357, זכויות יוצרים 2008, באישור אלסבייה.

    תיבה 2.2
    משמרות אדומות והיקום הקדום

    התפשטות היקום מותחת גלים אלקטרומגנטיים כך שהם מתקבלים על כדור הארץ בתדר נמוך מהתדר בו הם נפלטו. אפקט זה ידוע בתור שינוי אדום, zבגלל שהאור מוסט לכיוון הקצה האדום של הספקטרום בגלל התרחבות זו. בנוסף, מכיוון שמהירות האור היא סופית, אור מגלקסיות רחוקות נפלט בזמנים מוקדמים יותר ונמתח יותר מאשר אור שנפלט מחפצים סמוכים, וכתוצאה מכך התכתבות ישירה בין ההסטה האדומה שנצפתה למרחק למקור אקסטרגלקטי. עם זאת, בעוד שמדידה של אובייקט & rsquos הסטה אדומה היא יחסית פשוטה ומדויקת, בדרך כלל מבוססת על התדרים הנצפים של קווי ספקטרום ידועים, קביעת מרחק מדויק לאובייקט שמימי היא הרבה יותר קשה. לפיכך, אסטרונומים מתייחסים לעיתים קרובות לשינוי האדום של המקור ולא למרחקו. יתר על כן, על ידי ניצול זמן הנסיעה הסופי לאור, אסטרונומים יכולים להסתכל אחורה בזמן & rdquo על ידי התבוננות בגלקסיות משמרות אדומות גבוהות (רחוקות) כדי לראות את היקום בתקופות קודמות. ההתאמה בין הזזה אדומה לזמן ההסתכלות מתוארת באיור 2.2.

    עננים (טבלה 2.1). רבות מהן הן מולקולות אורגניות מורכבות למדי, מה שמעלה שאלות באיזו התקדמות האבולוציה הכימית הבין כוכבית מתקדמת ליצירת המקדימים הכימיים של החיים ועד כמה נפוצה תופעת החיים ביקום.

    עם הבנה טובה יותר של האבולוציה הכימית הבין-כוכבית, התאפשר גם להשתמש בעוצמות היחסיות של קווים של מולקולות מסוימות כדי לקבוע את התנאים הפיזיקלים והכימיים בעננים בין-כוכביים ובמעטפות העגלות. לפיכך, כמה קווים מולקולריים ספציפיים הוכיחו את עצמם ככלי אבחון יקר במיוחד שדורש התייחסות מיוחדת. נספחים C, D ו- E בספר ידני זה מפרטים את קווי הספקטרום הנחשבים על ידי האיחוד האסטרונומי הבינלאומי (IAU) כאלו החשובים ביותר לאסטרונומיה (נכון לשנת 2015), ואם הם נמצאים ברצועה שהוקצתה, מצב ההגנה שלהם הוא רשום. בנוסף לערך של קווים מולקולריים מסוימים ככלי אבחון, מכיוון שמעברים מולקולריים מתרחשים בכל הספקטרום האלקטרומגנטי, תצפיות על מעברים של מולקולות בין כוכביות בכל התדרים משפרות את הבנתנו את הטבע הפיזי והרכבו של המדיום הבין כוכבי. מסיבה זו, חשוב שכל משתמשי הספקטרום ינקטו בכל הצעדים המעשיים למזער את זיהום הספקטרום עם פליטות מיותרות.

    הקצאת הלהקות הספקטרליות ליישומי מדע לאסטרונומיה ברדיו מבוססת בחלקה על החלונות האטמוספריים הזמינים, כפי שמוצג באיור 2.6. טלסקופי רדיו קרקעיים יכולים לצפות רק באזורי האטמוספרה שאינם מוסתרים. מתחת ל 50 ג'יגה הרץ, יש חלון בין כ 15 מגה הרץ ל 50 ג'יגה הרץ. מעל 50 גיגה-הרץ, חלונות רדיו כאלה מופיעים באורכי גל סביב 3 מ"מ (65-115 גיגה-הרץ), 2 מ"מ (125-180 גיגה-הרץ) ו -1.2 מ"מ (200-300 גיגה-הרץ). באורכי גל נמוכים מ -1 מ"מ, מה שמכונה רצועות תת-מילימטר, החלונות פחות ברורים, אך ברורים קיימים ב 0.9 מ"מ (325-375 ג'יגה הרץ), 0.7 מ"מ (375-500 גיגה-הרץ), 0.45 מ"מ (600-720 גיגה-הרץ ) ו- 0.35 מ"מ (780-900 GHz), כמו גם בחלונות אחרים, קטנים יותר.

    בתוך חלונות אטמוספריים אלה, חלקים רבים מבחינה מדעית של הספקטרום הוגנו למחקר אסטרונומי (ראה פרק 5). אסטרונומים ברדיו משתמשים בקביעות בתדרים

    לוח 2.1 מולקולות אסטרופיזיות, מקובצות לפי מספר אטומים, שנמצאות בעננים בין כוכבים של סוגים שונים

    הערה: גילויים טנטטיביים, שיש להם סיכוי סביר להיות נכונים, מסומנים על ידי & ldquo? & Rdquo. כמה זיהויים שדווחו כמאובטחים מסומנים על ידי & ldquo (?) & Rdquo מכיוון שלא ניתן לשלול כרגע חפיפה של קווים או משום שרשימת השורות מעט קטנה.

    המקור: Universit & aumlt zu K & oumlln, Physikalisches Institute, & ldquoMolecules in Space, & rdquo אוקטובר 2015, http://www.astro.uni-koeln.de/cdms/molecules.

    איור 2.6 חלונות אטמוספריים בספקטרום הרדיו הנפוץ בשירות האסטרונומיה ברדיו תואמים לאזורים עם שידור אטמוספרי גבוה. מצפי רדיו עם מקלטים בתדרים גבוהים ממוקמים בדרך כלל בגבהים גבוהים ובאתרים יבשים היסטורית, כדי למזער את ההאטה האטמוספרית של האותות הקוסמיים. התמסורת האטמוספירה בחלקה העליון של מאונה קיאה, הוואי, מוצגת עבור שלושה ערכים של אדי מים נפילים (0.62 מ"מ, 0.91 מ"מ ו- 1.44 מ"מ) המקבילים ל -10% הטובים ביותר (שחור), 25% (אדום) ו- 50 % (כחול) תנאים באתר. המקור: פ 'טרמבלין, נ' שניידר, ו 'מינייר, ג' אל. דורנד וג'יי אורבן, השוואת אתרים עולמית לאסטרונומיה תת מילימטר, אסטרונומיה ואסטרופיזיקה 548: A65, 2012 ראה גם נ 'שניידר, ג'יי אורבן ופ' ברון, פוטנציאל הרדיוטלסקופים לתצפיות בקו אטמוספרי: עקרונות תצפית ועקומות שידור לאתרים נבחרים, מדע פלנטרי וחלל 57 (12): 1419-1433, זכויות יוצרים 2009, באישור אלסבייה.

    מלהקת האסטרונומיה הרדיו שהוקצתה הנמוכה ביותר ב 13.36-13.41 מגהרץ לתדרים מעל 1000 ג'יגה הרץ. עם זאת, עם גילוי עצמים אסטרונומיים חדשים ופיתוח ציוד וטכניקות טובים יותר, צריך לעשות הרבה כדי להגן על ההקצבות הנוכחיות וכדי לענות על צרכי המחקר המודרני. יש חשיבות מיוחדת לתחומים הבאים:

    • לרבים מהלהקות שהוקצו כיום אין רוחב פס מספיק. במקור, בהתחשב בטכנולוגיה העומדת לרשות האסטרונומיה ברדיו, רוחבי הפס של בערך 1 אחוז מתדר המרכז היו מספיקים. בטכנולוגיה מודרנית, רוחב פס רב יותר הוא חיוני למדידות בעלות רגישות גבוהה, שתלויות בממוצע להפחתת רעש. 2 שינוי הדופלר של קווי הספקטרום עקב ההרחבה

    2 הפחתת רעשים רדיומטרית מושגת על ידי הגדלת מספר הדגימות היעילות, כלומר הגדלת תוצר הזמן המושקע בתצפית על מקור ורוחב הפס של תצפיות אלה. הגדלת זמן ההתבוננות במקור מוגבלת על ידי שיקולים מעשיים, כגון יציבות מגברים ושונות אטמוספרית, המניעים את הצורך ברוחבי פס רחבים.

    מיקום היקום או תנועות מקומיות של עצמים אסטרונומיים מחייבים גם לצאת אל מחוץ ללהקות שהוקצו.

    למרות החששות לעיל, השימוש המשותף בספקטרום הרדיו הן על ידי שירותים פעילים והן על ידי שירות רדיו אסטרונומיה (RAS) המקבל בלבד אפשרי בנסיבות מסוימות, כגון שימוש פעיל בהספק נמוך או משדרים מוגנים. לדוגמא, הקצאת ה- RAS ב 608-614 מגהרץ (ערוץ טלוויזיה 37) חולקה בהצלחה עם מכשירי טלמטריה רפואית ללא התנגשות במשך שנים. בתדרים גבוהים יתכן שיתוף דומה בין שימוש פסיבי ואקטיבי אפשרי בגלל ההחלשה החמורה של האות המתפשט ובידודם הגיאוגרפי של טלסקופי רדיו גל מילימטר (הממוקמים על פסגות הר גבוהות וצחיחות כדי למזער את הנחתת האטמוספירה של חלשים כבר. אותות). עם זאת, כעניין מעשי, יישומים מסחריים שבוחרים להשתמש ברצועות האטומות, בין החלונות האטמוספריים, לא רק ימנעו סכסוכים עם שירות האסטרונומיה ברדיו, אלא גם ימזערו סכסוכים בין שירותים פעילים אחרים. עם זאת, בכל המקרים, הפחתת הפרעות ממשתמשים פעילים בספקטרום הרדיו תגדיל את היעילות הן של יישומי המדע שקיבלו למטה בלבד והן של משתמשים אחרים בספקטרום הרדיו.

    תצפיות רדיו של מערכת השמש שלנו משתרעות על פני מקורות דינמיים, אך נחקרים היטב, כגון השמש שלנו, ועד לתצפיות על מקורות יציבים אך חולפים, כגון אסטרואידים קרובים לכדור הארץ. גילוי כוכבי הלכת סביב כוכבים אחרים הביא למחקר מתפתח של כוכבי לכת (כוכבי לכת חיצוניים), להתפתחותן של מערכות פלנטריות ולעניין מחודש באפשרות של צורות חיים אחרות ביקום.

    במערכת השמש תצפיות רדיו על השמש משלימות תצפיות אופטיות (ראה איור 2.7). לדוגמא, לתצפיות על פליטות המוני העטרה יש חשיבות מיוחדת בחקר מזג האוויר בחלל.המרכיב המשתנה באטיות בפליטת הרדיו הסולארי נמצא כמספק את אחד האינדיקטורים הטובים ביותר לשינוי הפעילות הסולארית לעומת מחזור ה- Sun & rsquos בן 22 השנים. בנוסף, ההתפרצויות העזות והמהירות של פליטת הרדיו הסולארי מספקות הבנה רבה יותר לגבי המתרחש בשמש בתקופות פעילות והדרך בה השמש משפיעה על אירועים באטמוספירה של כדור הארץ ורסקו, בחלל הקרוב לכדור הארץ ובחלקים אחרים של מערכת השמש. תוכניות ניטור סולאריות ב -2.8 ג'יגה הרץ הראו כי פליטת השמש באורכי גל רדיו אלה מתואמת היטב עם פליטות אולטרה סגול ורנטגן. בנוסף, כאינדיקטור הארוך ביותר לפעילות סולארית, ניתן לבצע ניטור סולארי ב -2.8 ג'יגה הרץ בכל תנאי מזג אוויר ובהוצאות נמוכות בהרבה מתצפיות מבוססות חלל. בסך הכל, ניטור סולארי

    איור 2.7 תמונת שמש של 4.9 ג'יגה הרץ שהושגה עם המערך הגדול מאוד. כמה אזורים פעילים הקשורים לכתמי שמש נראים כמו גם קו ספיגה עקב H& אלפא נימה שחוצה את החלק הדרומי של התמונה. המקור: & ldquo The Radio Sun, & rdquo image, 11 באפריל 1999, http://images.nrao.edu/506 באדיבות NRAO / AUI וסטיבן ווייט, אוניברסיטת מרילנד.

    תוכניות עם כיסוי תדרים מ -1 עד 18 ג'יגה הרץ מספקות תובנה לגבי האופי וההתפתחות של שדות מגנטיים של העטרה ואת הטמפרטורה והצפיפות של אלקטרונים לא תרמיים באזורים פעילים.

    תצפיות רדיו על השמש נעשו בתדרים למטה

    100 מגה הרץ מספקים נתונים חיוניים על התפרצויות שמש. מדי פעם, ולעתים קרובות יותר בזמן כתמי שמש, נוצרים פרצי רדיו דרמטיים מכמה סוגים מאפיינים שונים באווירת Sun & rsquos. התפרצויות כאלה קשורות לעיתים-

    עטוף בהתלקחויות שמש, שהם פיצוצים פתאומיים ואלימים בכרומוספירה של שמש & רסקוס. התפרצויות רדיו והזרקות המוני העטרה נצפות מ

    400 מגה הרץ והם אינטנסיביים יותר בתדרים הנמוכים יותר. החלקיקים בעלי האנרגיה הגבוהה שנפלטים מהשמש במהלך התפרצויות אלו עלולים לגרום נזק ללוויינים המקיפים, ולפעול באינטראקציה עם יונוספירה של כדור הארץ ורסקוס והסטרטוספירה. אינטראקציות כאלה גורמות להפרעות קשות בתקשורת הרדיו ובמערכות החשמל ועלולות להשפיע גם על נוסעי המטוסים בטיסות מעל 15 ק"מ. מחקרים על התפרצויות רדיו נועדו לאפשר ניבוי כשלים בתקשורת רדיו וחיזוי השפעות אחרות. הידיעה על הוצאת חלקיקים בעלי אנרגיה גבוהה מהשמש חיונית למשימות חקר החלל, מאוישות ובלתי מאוישות. מעקב רציף אחר פעילות Sun & rsquos יישאר בעדיפות גבוהה בעתיד הנראה לעין.

    במקור, מאוד אינטרפרומטריה בסיסית ארוכה (VLBI) שפותחה במקור כטכניקה אסטרונומית רדיו לצילום ברזולוציה גבוהה של עצמים אסטרונומיים, מצאה יישומים רבים במדע מבוסס כדור הארץ, דוגמה בולטת לכך היא ניטור רגיש אחר תנועות קרום על כדור הארץ. דיוק המיקום המסופק על ידי מערכת המיקום הגלובלית (GPS) תלוי בידע המדויק על אי סדרים של סיבוב כדור הארץ ורסקו המסופק על ידי מדידות VLBI של קוואזרים רחוקים. תוך שימוש במספרים גדולים של מדידות הפרשי זמן ממקווי קוואזרים רחוקים שנצפו ברשת אנטנות גלובלית, VLBI קובע בדיוק לא שווה את מסגרת הייחוס הארצית (מיקומי האנטנות על פני כדור הארץ), את מסגרת הייחוס השמימית (מיקומי קוואזאר בשמיים), ו- Earth & rsquos התמצאות במרחב. מדידות הפרשי זמן אלה מדויקות לכמה פיקוסניות. דיוק גבוה זה מתאפשר על ידי תצפיות רצף בו זמנית בכמה ערוצים בדידים המשתרעים על פני 100 מגהרץ סביב 2300 מגה הרץ ומשתרעים על 500 מגה הרץ או יותר סביב 8600 מגה הרץ. בגלל האנטנות הרגישות והגדולות של רשת החלל העמוק של נאס"א ותחנות חלל עמוקות אחרות, הלהקה 2290-2300 מגה-הרץ שהוקצתה לשירות מחקר החלל (SRS) משמשת לתצפיות VLBI באסטרונומיית רדיו. הלהקה 2200-2290 MHz נמצאת בשימוש נרחב בשילוב עם פס ה- SRS ממש מעליה. בפרט, תוכניות גאודטיות ואסטרומטריות עיקריות מתבצעות במשותף בתחום התדרים 2200-2300 MHz.

    למרות שלא ניתן לבצע מדידות כה מדויקות תוך שימוש רק ברצועות המוקצות לשירותים הפסיביים, השימוש ברוחבי פס רחבים יותר אפשרי מכיוון שטכניקת האינטרפרומטריה מספקת הפחתה מסוימת נגד הפרעות בתדרי רדיו הקיימות רק באחת מהאנטנות. עם זאת, ההפעלה האחרונה של לווייני שידור ברצועת 2300 מגה הרץ מקשה על מדידות אלה. לווייני השידור ומקורות הפרעה אחרים עשויים להידרש להעביר תצפיות גיאודטיות לתחום 31 הרץ, שם 500 מגה הרץ מוגן לאסטרונומיית רדיו ושירותים פסיביים אחרים.

    שביטים ככל הנראה משמרים חומר בתולי שנותר ממקור מערכת השמש. כששביטים עוברים ליד השמש, הקרדים הנדיפים בשביט הם סובלימציים, כאשר הגז שנוצר זורם החוצה מהגרעין ויוצר את תרדמת השביט וה- rsquos. & ldquo מינים של הורים & rdquo הם אלה שעוברים ישירות מהגרעין, ואילו & ldquodaughter & rdquo נוצרים באמצעות הרס צילום בתרדמת. מולקולות אב רבות ניתנות לזיהוי באמצעות ספקטרוסקופיית רדיו בלבד, כך שתצפיות רדיו מספקות את הדרך הטובה ביותר למדוד את ההרכב המולקולרי המפורט של קרדי השביט, המתייחסים לאחר מכן להרכב הנדיף של הענן הפרוטוסולרי שיצר את השמש וכוכבי הלכת. ספקטרוסקופיית רדיו ברזולוציה גבוהה מאפשרת ניתוח הדינמיקה של ייצור הגז, מנגנוני העירור המשפיעים על מולקולות התרדמת, ואיזה חלק מהגרעין מתפוגג באופן פעיל. בנוסף, פליטת פס רחב מעין כמו של שביט

    ניתן לזהות אבק בטווחי הגל של המילימטר והתת-מילימטר, מה שמאפשר הערכה של מבנה, נקבוביות, מסה וצפיפות האבק שהצטברו מהערפילה הפרוטוסולרית.

    פליטה תרמית של אסטרואידים, שבדרך כלל מגיעה לשיאה ברצועות האינפרא-אדום, עדיין יכולה להתגלות באורכי גל רדיו עבור חלק מהגופים. עבור עצמים גדולים יותר או קרובים יותר, מערך המילימטר הגדול של אטקמה (ALMA) יכול לספק רזולוציה גבוהה מספיק בכדי ליצור מפות תרמיות של משטחי אסטרואידים באורכי גל תת-מילימטר (& GT300 GHz). תצפיות כאלה מציבות מגבלות חשובות על האינרציה התרמית, המתייחסת לצפיפות ולנקבוביות האובייקט, המהווה מרכיב חשוב בהערכת סכנות ההשפעה, ומשלימה לתצפיות מכ"ם.

    אמנם אסטרונומיית רדיו היא במידה רבה פעילות לקבל בלבד, אך יש יוצא מן הכלל אחד. הפועלים ברצועות שירות הרדיו-מיקום ב 2380 מגה-הרץ ו -8560 מגה-הרץ, מכ"מים חזקים במצפה הכוכבים ארסיבו ובמתחם תקשורת החלל העמוק של נאס"א, NASA, בהתאמה, משמשים לחקר משטחי הירח, מאדים, מרקורי, ונוס, שביטים, אסטרואידים, והלוויינים והטבעות של צדק ושבתאי. משדרים נוספים ב 7200 מגה הרץ משמשים גם אנטנות אחרות של רשת החלל העמוק, כמו גם משדרי רצועת X (8560 מגה הרץ) במתקנים פרטיים ובינלאומיים שונים. למרות שתחנות השידור מתקבלות החזרת אותות רדאר רבים, במקרים מסוימים כדאי לקבל בתחנה אחרת ביסטטי מצב. נעשה שימוש בתצפיות ביסטטיות כאשר מטרת הרדאר (הירח או אובייקט קרוב לכדור הארץ) קרובה מכדור הארץ מכדי להחליף מצבי שידור / קבלה בזמן כדי ללכוד את ההד. בנוסף, פעולות ביסטטיות מאפשרות שילוב אופטימלי של רזולוציית משדר ורגישות תחנת קבלה, כגון שידור בגולדסטון וקבלה בארסיבו. יתר על כן, על ידי קבלת הדים של מכ"ם עם מערך אינטרפרומטר, כגון ה- VLA או מערך הבסיס הארוך מאוד (VLBA), הטכניקה של מעקב אחר כתמי מכ"ם מספקת אפשרות ברזולוציה גבוהה הן למטרות פלנטריות והן למטרות אסטרואידליות.

    תצפיות על מערכות מכ"ם פלנטריות תרמו תרומות ייחודיות וקריטיות לידיעתנו על הירח, כוכבי הלכת הארציים, הלוויינים, האסטרואידים והשביטים. אסטרומטריה של מכ"ם יכולה לשפר את אפיון המסלולים ואת התחזיות, המסייעות בתכנון וביצוע מפגש חלליות, ניתוח השפעות שאינן כבידתיות על המסלולים, בדיקת תחזיות היחסות הכללית, מדידת סליחות השמש והערכת סכנות ההשפעה. הדמיית רדאר ברזולוציה גבוהה, המתחרה לעיתים קרובות בזו של מפגשי חלליות, מאפשרת קביעת צורות אובייקט, הערכת מיקומי מוט סיבוב, גילוי לוויינים או בינאריות מגע ואפיון תהליכים ותכונות של פני השטח וקרוב לפני השטח (ראה איור 2.8). אפיון מכ"ם של מערכות בינאריות / מרובות יכול להגביל מסות, צפיפויות ותכונות חומריות קריטיות להערכת סכנה. בנוסף, אסטרומטריה של מכ"ם מציבה אילוצים חזקים על סחף ירקובסקי, הנובע מפליטת תרמית א-סימטרית ויכול לשנות את מסלוליהם של עצמים קטנים. השפעות ירקובסקי חשובות להערכת סכנות ההשפעה, אך מציעות אמצעי נוסף לאמידת מסות מכיוון שההשפעה פרופורציונאלית לגודל האובייקט.

    למרות שהמשדרים חזקים מאוד, האותות המוחזרים יורדים בכוח הרביעי של המרחק ליעד ולכן הם חלשים ביותר ופגיעים להפרעות. בפרט, תדר הרדאר של ארסיבו S 2380 מגה-הרץ קרוב לשידורי לווין משודרים חזקים ליד 2330 מגה-הרץ, וזה מדאיג מאוד לגילוי אמין של אותות ההחזרה החלשים. פעולות ביסטטיות דורשות הגנה מתואמת של רצועות תדרים בשתי תחנות או יותר, ולעתים קרובות זמן תגובה מהיר לתזמון ותיאום כאשר נצפים למטרות שהתגלו לאחרונה.

    איור 2.8 חקירת מכ"ם ומודל של אסטרואיד 101955 בנו, יעד למשימת החזרת המדגם OSIRIS-REX. סימולציה של הנתונים המבוססים על המודל מוצגת משמאל לשלוש פעמים שונות ב- 23 בספטמבר 1999. במרכזן תמונות העיכוב-דופלר מתצפיות מכ"ם פלנטרית של S-band Arecibo, בהן רוחב התמונה הוא פרופורציונאלית למהירות הסיבוב של האסטרואיד ו- rsquos, וגובה התמונה מראה את טווח הרדאר הקשור לאובייקט ולגודל הפיזי של rsquos. מימין הוא איך בנו יופיע בשמיים שנצפו מכדור הארץ בזמן שנלקחו הנתונים (הצלב מציין את נקודת הרדאר במודל). המקור: באדיבות מייקל סי נולאן, מצפה הכוכבים ארסיבו.

    תצפיות רדיו על כוכבי הלכת מספקות מידע חדש שלא ניתן להשיג בטכניקות אחרות. לדוגמא, כוכב הלכת צדק מייצר פרצי גל רדיו תכופים

    35 מגהרץ המחקר שערך אסטרונומים רדיו קבע לראשונה את תקופת הסיבוב של ליבת כוכב הלכת ורסקוס והראה את הזיווג בין מגנטוספירה של צדק ורסקוס לבין הלוויין Io. יתר על כן, התפרצויות הללו הן דוגמה למנגנון פליטה קוהרנטי שאינו מובן לחלוטין. זה אושר והורחב על ידי מדידות בסביבת צדק מחלליות מעופפות ומסלול. מדידות רדיו של האטמוספרות העמוקות של ונוס ושל כוכבי הלכת החיצוניים מספקות את האמצעי היחיד לבדיקת אזורים אלה מרחוק וליידע מודלים של היווצרות פלנטה. תצפיות בתדירות נמוכה זיהו גם פריקות חשמליות באטמוספרות שבתאי, אורנוס ונפטון. מדידות ספקטרוסקופיות של גל מילימטר של האטמוספירות העליונות של ונוס, מאדים, וסטורן ו rsquos לווין טיטאן מספקות את המידע הטוב ביותר על פוטוכימיה אטמוספירית ומחזור זמין. תצפיות רדיו קרקעיות משלימות תצפיות אופטיות במתן ניטור ארוך טווח הדרוש לחקר המחזורים העונתיים בטיטאן, צפייה בטבעות סטורן ורסקו בגיאומטריות שונות, ובניטור מכמונות ונוס חוזרים לראיות לפעילות געשית.

    בנוסף, שימוש חשוב נוסף בטלסקופים של אסטרונומיה רדיו הוא לטלמטריה קרקעית למשימות חלל, כולל, למשל, שימוש ב- VLBA לתמיכה במשימת קסיני במהלך הירידה של חללית הויגנס בטיטאן, ושימוש ב"ירוק " בנק טלסקופ לרכישת אותות מהחללית במהלך ירידתו למדידת מהירויות רוח על טיטאן. כמקלטים גדולים ורגישים עם אזורי איסוף גדולים, ניתן להשתמש בגרין בנק ובארסיבו לאישור נחיתת חלליות או לשחזור אותות התבוננות בחלליות שעבורם חריגות התרחשו. תדרים המשמשים בניסויים אלה מוגבלים בהכרח לאלה הזמינים במשדרי חלליות, הנמצאים בדרך כלל ברצועת X (8-12 ג'יגה הרץ), אך משתנים בהתאם לשינוי הדופלר עקב תנועת החללית או אובייקט היעד שלה במערכת השמש. .

    לאור העוצמה הדרמטית של התפרצויות ג'וביאן בתדרים נמוכים, מופנה כעת מאמץ ניכר לחיפושים אחר פליטה מכוכבי לכת מחוץ לכדור הארץ (כוכבי לכת אקסו) מתחת ל -80 מגה-הרץ בעזרת מכשירים חדשים כמו מערך אורך הגל הארוך (LWA). תצפיות אלה מאפשרות חיפוש אחר התפרצויות כוכבים יחד עם מסלולים פלנטריים במערכות אלה ומספקות ראיות להתאדות של אטמוספירות פלנטריות חוץ-קוטביות. לתצפיות כאלה יש פוטנציאל לחשוף את עוצמות השדה המגנטי הפלנטרי החוץ-קוטבי, את הכוכב החיצוני והרכב, וכיצד פרצים עשויים להשפיע על יכולת המגורים במסלולים פלנטריים קטנים במיוחד. בפרט, שדות מגנטיים הם קריטיים להקמת חיים מכיוון שהם מסיטים חלקיקים טעונים באנרגיה גבוהה ומסייעים בהגבלת האטמוספירה הפלנטרית. נוכחותם ועוצמתם של שדות מגנטיים מספקים גם תובנה לגבי המבנה הפנימי של כוכבי הלכת. עם העלייה בזיהוי כוכבי הלכת החוץ-קוטביים, צצים תחומי מחקר חדשים המאפשרים באמצעות אסטרונומיית רדיו, כולל מחקרי קומפוזיציה, אטמוספרות ושיכון.

    חיפושים אחר גופים פרוטו-פלנטריים נעשים באינפרא-אדום, תת-מילימטר ומילימטר, שכן דיסקי פסולת מאובקים הם פולטים תרמיים בתוך משטרי אורך הגל הללו. דוגמה מרהיבה אחת לדיסק פרוטו-פלנטרי המצולם עם אינטרפרומטר ALMA היא מערכת HL-Tau (איור 2.9). הטבעות והפערים המרובים מעידים על גופים פרוטו-פלנטריים שקרסו וסחפו את מסלוליהם מפסולת, ובמקביל הם רועים את האבק והגז הנותרים לאזורים צמודים ומוגבלים יותר. הדמיה ברזולוציה מרחבית גבוהה דומה של מערכות כוכבים צעירות אחרות עשויה לספק תובנה ייחודית להיווצרות כוכבי לכת ומערכות שמש כמו שלנו.

    איור 2.9 תמונת מערך מילימטר גדול של Atacama בגודל 300 גיגה-הרץ של הכוכב הצעיר HL Tau ודיסקו הפרוטו-פלנטרי המציג טבעות ופערים מרובים האופייניים לכוכבי לכת מתעוררים כשהם גורפים את מסלולם ללא אבק וגז. המקור: באדיבות ALMA (NRAO / ESO / NAOJ) C. Brogan, B. Saxton (NRAO / AUI / NSF) ראה NRAO, & ldquo לידת כוכבי הלכת נחשפו בפרטים מדהימים ב- ALMA & rsquos & lsquoBest Image Ever, & rsquo & rdquo לעיתונות, 6 בנובמבר 2014 , https://public.nrao.edu/news/pressreleases/planet-formation-alma.

    כמה תיאוריות טוענות כי כימיה בין-כוכבית עשויה לספק את התרכובות הפרה-ביוטיות החיוניות לחיים הארציים. כתוצאה מכך, הקמת מלאי המולקולות האורגניות בגז בין-כוכבי מעניינת את חקר מקור החיים. מכיוון שלמולקולות אורגניות יש מעברים נוחים רבים באורכי גל מילימטר, אזור ספקטרלי זה הוא חיוני לזיהוי מינים כאלה. אזורי הספקטרום של 65-115 ג'יגה הרץ (3 מ"מ) ו- 125-180 ג'יגה הרץ (2 מ"מ) (ראו איור 2.6) היו אזורי התדרים העיקריים לאיתור מולקולות אורגניות. ניתן לזהות תרכובות אורגניות חדשות רבות אפשריות בגז בין כוכבי. חשוב להכיר שתדרים חדשים זמינים באופן קבוע למולקולות חדשות אפשריות, משופרים על ידי תוספת של ספקטרוסקופיה מעבדה רגישה יותר לתמיכה בתצפיות גל מילימטר עם ALMA. מכיוון שסביבות טמפרטורה במערכת השמש שלנו ובמערכות פלנטריות חוץ-קוטביות מכסות טווח רחב, מעברי אנרגיה גבוהים ב -1 מ"מ וקצרים יותר יכולים להניב תובנות חשובות לגבי התפלגותן של מולקולות אלו, ולכן, רצוי גם הגנה בפס רחב של חלונות גל מילימטר. באשר לתצפיות מעל 300 ג'יגה הרץ.

    תוך שימוש במכשור מקלט שפותח לאסטרונומיה רדיו, חיפושי רדיו לאינטליגנציה חוץ-ארצית (SETI) מקובצים במידה רבה על תדרים של קווי פליטה טבעיים ומולקולריים ובתוך רצועות האסטרונומיה המוגנות ברדיו. לדוגמה, בשנת 1959 ערך פרנק דרייק חיפוש רדיו ראשון אחר מודיעין מחוץ לכדור הארץ באמצעות הטלסקופ האוורד א. טטל של המצפה הלאומי לרדיו אסטרונומיה (NRAO) המצויד בספקטרומטר צר ערוצי יחיד ומקלט מכוון סביב 1420 מגה-הרץ. מתוך הכרה בהתעניינותה של קהילת מדעי הרדיו בטכניקות חיפוש פסיביות אלה, נוספה הערת שוליים 722 (המספר המחודש של ועידת הרדיו העולמית [WRC] בשנת 1995 היא 5.341) לתקנות הרדיו במהלך ועידת הרדיו האדמיניסטרטיבית העולמית בשנת 1979 (WARC, קודמו של ה- WRC). שיפורים אחרונים בטכנולוגיית המקלט ובציוד לעיבוד אותות דיגיטלי, המיועדים בעיקר לשימוש באסטרונומיית רדיו, אפשרו לערוך חיפושים רגישים ומתוחכמים הרבה יותר אחר טכנולוגיות חוץ-ארציות.

    אפשר, כמובן, רק לשער על הסבירות של תרבויות עם טכנולוגיה תואמת. מכון SETI יזם חיפוש שיטתי אחר אותות בכל תחום התדרים של 1 עד 10 ג'יגה הרץ המייצג את חלון המיקרוגל הברור ביותר דרך האטמוספירה הארצית. חיפוש זה מבוסס על ציוד עיבוד אותות חדיש ומתקני פס רחב, רעש נמוך ועדכונים שפותחו במיוחד למאמץ. ניתן לטעון טיעונים סבירים גם לחיפוש בתדרים & ldquomagic, & rdquo, אך רוב חלון המיקרוגל נותר בלתי נחקר.

    רק בגלל האתגרים הטכניים, SETI הוא מאמץ מדעי חשוב. ניסויי SETI דורשים שיטות מתקדמות לעיבוד אותות שכן נעשה ניסיון לזהות ולפרש אותות חלשים של כיוון, עוצמה, תדירות ומאפיינים זמניים לא ידועים בתוך רקע רעש ארצי וקוסמי. כמו במחקרים אסטרונומיים מסורתיים יותר של פליטת רדיו קוסמית חלשה, הפרעה יבשתית מהווה את האתגר הגדול ביותר לחיפושים כאלה.

    תצפיות רדיו על הגלקסיה שלנו ואחרות חושפות מבנים מורכבים ממערכות כוכבים בודדות ועד משתלות כוכבים נרחבות, שכולן ממוקמות במדיום בין כוכבי מאובק. תצפיות בקו הספקטרום עוקבות אחר הקינמטיקה וההפצה של גז אטומי ומולקולרי בשלבים קרים, חמים וחמים של המדיום הבין כוכבי. בינתיים, תצפיות רצף חושפות אבק ומגנטי

    שדות ברחבי הגלקסיה. תצפיות בפולסרים בודקות תאוריות של תורת היחסות הכללית וגם עוקבות אחר התפלגות פלזמה מיוננת לאורך שביל החלב.

    החומר בין הכוכבים שביל החלב לגלקסיות אחרות כולל תערובת לא הומוגנית של גז אטומי ניטרלי ומולקולרי מיונן. קווים ספקטרליים ממעברים אטומיים מתחקים אחר המרכיב המפוזר של המדיום הבין כוכבי הזה. אחד מקווי הספקטרום החשובים באורכי גל רדיו הוא קו 21 ס"מ (1420.406 מגהרץ), המקביל ל F = 1 & rarr 0 מעבר היפרפיני של מימן אטומי ניטרלי (HI). תצפיות רדיו על קו זה שימשו מאז גילויו בשנת 1951 כדי לחקור את מבנה הגלקסיה שלנו ושל גלקסיות אחרות.בגלל תזוזות דופלר בגלל המרחק והתנועה של ענני המימן הפולטים קרינה זו, תדירות התצפית על פליטת קו זה נעה מתחת ל -1 GHz עד

    1430 מגהרץ. בתחום זה, רצועת 1330-1420 מגה-הרץ חשובה במיוחד לתצפיות על גז HI עם הזזה אדומה מגלקסיות חיצוניות ומקוזרות רחוקות (ראה תיבה 2.2). עם זאת, מחקרים על התפתחות תפקוד המסה HI לאורך זמן קוסמי ידרשו תצפיות בתדרים נמוכים עוד יותר כיום, סקרים מתחת ל 1200 מגה-הרץ מוצעים לחקר שיטתי של התפתחות רכיב הגז האטומי בגלקסיות חיצוניות. מחקרים כאלה משמשים לחקירת מצב החומר הבין-כוכבי הקר, הדינמיקה, הקינמטיקה והפצת הגז בסיבוב הגלקסיה שלנו ושל גלקסיות אחרות והמוניות של גלקסיות אחרות.

    המעבר הדומה למבנה היפר-קופני של דאוטריום אטומי מתרחש ב 327.384 מגהרץ. חקר קו זה משמעותי לשאלות הקשורות למקור היקום ולסינתזה הקוסמולוגית של היסודות. עם זאת, בגלל השפע הנמוך שלה, הגילוי האחרון של פליטת דאוטריום באזור החיצוני של הגלקסיה שלנו נדרש לזמן אינטגרציה של חודשים, תוך תשומת לב מדוקדקת להפחתת הפרעות בתדרי הרדיו. מחקר מתמשך על שפע הדאוטריום בחלקים אחרים של הגלקסיה שלנו יכול לחדד עוד יותר את הבנתנו את היקום המוקדם.

    מעברים אטומיים חשובים אחרים כוללים את קווי הריקומבינציה האטומית המתרחשים לאחר אטום מיונן לכבוש מחדש אלקטרון, ואז נופל דרך סדרה של רמות אנרגיה, ופולט קרינת קו ספקטרלית צרה. קווים כאלה מתרחשים בכל הספקטרום ומשמשים כגששים לטמפרטורה ולצפיפות הערפיליות המקיפות כוכבים שזה עתה נוצרו ואת המעטפות המורחבות של כוכבים מסוימים בשלב מאוחר. מחקרי רדיו הועילו במיוחד לתצפיות על ערפיליות אלה, שהוסתרו באופן חלקי או מוחלט באורכי גל אופטיים על ידי אבק בין כוכבי. קווי הקומבינציה המתרחשים מתחת ל -3 ג'יגה הרץ נובעים מרמות אנרגיה גבוהות מאוד, בהן האלקטרון מסתובב רחוק מאוד מגרעין האטום. למעשה, אטומים אלה גדולים כל כך עד שמסלולי האלקטרונים החיצוניים מושפעים מהאלקטרונים החופשיים באופן מדיד, ומשמשים כבחינת צפיפות הגז המיונן. הפיזיקה של העננים הגזיים החמים המיוננים בין הכוכבים נחקרה על ידי תצפיות בקווי רדיו של מימן נרגש, הליום ופחמן.

    מעברים מולקולריים מספקים מידע ייחודי לגבי התכונות הפיזיקליות של המדיום הבין כוכבי, מדידת שפע כימי יחסי וזיהוי אזורים חיוביים ליצירת כוכבים. רשימה של רבים מהמעברים המולקולריים החשובים למחקרים אסטרונומיים ניתנת בנספחים C, D ו- E. כדי לספק הקשר למחקר כללי על המרכיבים המולקולריים של שביל החלב וגלקסיות אחרות, כמה מהקווים המולקולריים הנצפים ביותר. נדון בפירוט רב יותר כאן. לדוגמא, לגילוי פחמן חד חמצני בין כוכבי (CO) ב- 115.271 ג'יגה הרץ הייתה חשיבות מהותית לחקר גז יוצר כוכבים בדרך החלב.

    גלקסיה ובגלקסיות רחוקות. הסיבה לכך היא בעיקר כי CO היא מולקולה יציבה יחסית בהשוואה למולקולות אחרות שהתגלו במדיום הבין כוכבי, וגם מכיוון שנראה כי CO נמצא בשפע מאוד וקיים כמעט בכל מקום במישור הגלקסיה שלנו, כמו גם במספר גלקסיות אחרות. מחקרי CO נותנים מידע על דיסקים סביב כוכבים יוצרים, ובעתיד הם עשויים לספר על התנאים להיווצרות כוכבי הלכת. קווי CO משמשים גם למדידת שיעורי אובדן ההמונים מכוכבים שהתפתחו. יתר על כן, מחקרים על פליטת CO חושפים נוכחות של פרצי פעילות של יצירת כוכבים בגלקסיות סמוכות ומרוחקות. התפרצויות אלה קשורות לאחרונה להתנגשויות בין גלקסיות ואולי להיווצרות חורים שחורים ענקיים וקוואזרים. קצבה לתזוזות דופלר האופייניות לגלקסיות סמוכות ומרוחקות חיונית להגנה נאותה על קווי ספקטרום רדיו לצורך מחקר מדעי. לדוגמא, הלהקה של 100-116 ג'יגה הרץ משמשת לתצפיות אסטרונומיות ברדיו של CO שהוסט אדום ב גלקסיות רחוקות ולמעברים איזוטופיים של 12 CO, 13 CO ו- C 18 O ב שביל החלב ובגלקסיות הסמוכות.

    ניתן לראות מגוון רחב של מולקולות בין-כוכביות דרך החלונות האטמוספריים (ראה איור 2.6) ב -3 מ"מ (65-115 גיגה-הרץ), 2 מ"מ (125-180 גיגה-הרץ), 1.2 מ"מ (200-300 גיגה-הרץ), 0.9 מ"מ (325 -375 גיגה הרץ), 0.7 מ"מ (375-500 גיגה הרץ), 0.45 מ"מ (600-720 גיגה הרץ) ו- 0.35 מ"מ (780-950 גיגה הרץ). מולקולת CO חשובה מכיוון שמדובר במעקב טוב אחר שפע המימן המולקולרי במדיום הבין כוכבי. קווי סיבוב של CO אותרו בתזוזות אדומות של יותר מ -5 (ראה תרשים 2.5 לשרטוט הנראות של מעברי CO שונים בחלונות האטמוספירה כתוצאה ממעבר הדופלר עקב התרחבות היקום). חלון 3 מ"מ מכיל את היסוד (י = 1 & rarr 0), או האנרגיה הנמוכה ביותר, מעבר של מולקולות בין כוכביות נפוצות ביותר, כולל CO, HCO +, HCN, CCH, CN, HNC, HCO, HNO, H2CO, ו- N2H +. יותר מ -100 מולקולות התגלו בתחום תדרים זה, וכך גם 25 מינים איזוטופיים שונים. אלה כוללים גם מעברים נוחים של מולקולות פשוטות כמו SO, SO2, SiO, SiS ו- MgNC ומולקולות מורכבות כמו CH3CH2OH, CH3CH2CN ו- CH3OCH3. בנוסף, נ2H +, HCS +, HCNH + ו- HCO + הם משתתפים הכרחיים בתגובות מולקולות היונים האמינות כמפתח ביצירת מולקולות רבות אחרות בגז הבין כוכבי. הלהקות 1.2 מ"מ ו- 0.9 מ"מ כוללות את י = 2 & rarr 1 ו- י = 3 & rarr 2 שורות של CO, כמו גם את הגרסאות האיזוטופיות שלו, הלהקה 0.7 מ"מ מכילה את י = 4 & rarr 3 שורה של CO, ו- 3 P1- 3 עמ '0 קו מבנה עדין של פחמן ניטרלי, ואילו רצועת 0.35 מ"מ מכילה את י = 7 & rarr 6 שורה של CO ו- 3 P2- 3 עמ '1 קו מבנה עדין של פחמן ניטרלי. מחקרי מעבר מרובים של CO מאפשרים לקבוע את פרופילי הצפיפות והטמפרטורה של עננים מולקולריים ומשמשים כמנתבים של הכמות הכוללת של הגז המולקולרי. המעברים הסיבוביים של מינים כמו HCO + ו- HCN נעוצים גם ברצועות אלה ומהווים מעקב חשוב של גז בצפיפות גבוהה בעננים מולקולריים. גם באזורי אורך גל אלה, למינים של הידריד דיאטומי והידריד פולי-אטומי יש כמה ממעברים סיבוביים בעלי אנרגיה נמוכה ביותר, כגון MgH, KH, H2O, ו- H3O +. רק בתדרים מעל 200 ג'יגה הרץ ניתן ללמוד את מולקולות ההידרידים הללו במדיום הבין כוכבי. חקירת מיני הידרידים פשוטים חיונית לכימיה בין כוכבית. בגלל השפע הרב של מימן, מינים כאלה נפוצים בעננים מולקולריים והם המינים הראשוניים המיוצרים על ידי הכימיה הבין כוכבית.

    יחסי איזוטופ, במיוחד 12 C / 13 C, 16 O / 18 O ו- 32 S / 34 S, נותנים תובנה חשובה בתיאוריות הנוקליאו-סינתזה בכוכבים ובמודלים של קצב היווצרות הכוכבים וההמונים היחסיים המעורבים. כדוגמה, למולקולה הבסיסית HCN יש את המינים האיזוטופיים H 12 C 14 N, H 13 C 14 N ו- H 12 C 15 N בתחום 86-92 GHz, וכולם נצפו בגז בין כוכבי. באופן דומה, הלהקה 48.94-49.04 GHz מכילה את מעברי הסיבוב הנמוכים ביותר של CS והאיזוטופים שלה כגון C 33 S ו- C 34 S. ניתן להשתמש במולקולות גם כדי לחקור את יחסי הדאוטריום / מימן. בגלל חלוקה כימית, יחסי דויטריום / מימן גבוהים מאוד נמצאים במולקולות בין כוכביות מסוימות כתוצאה מכימיה של מולקולת יונים. DCN ו- DCO + הם נותבים חשובים בהקשר זה. מעברי הספקטרום הנמוכים ביותר שלהם נמצאים באנרגיה ליד 72 ג'יגה הרץ.

    גילוי האמוניה (NH3) במרחב הבין כוכבי הציג דוגמה למולקולה המקרינה תרמית. התפלגות NH3 עננים בגלקסיה שלנו ויחסם למולקולות האחרות שהתגלו הם בעלי עניין רב. קווי רדיו של אמוניה ב- 23 GHz נובעים מההיפוך של

    חנקן דרך מישור אטומי המימן. המולקולה מתהפכת ברבות מרמות הסיבוב שלה. לפיכך, ישנם מספר קווי היפוך של אמוניה שניתן ללמוד, מה שהופך את המולקולה הזו לאינדיקטור מצוין לטמפרטורת הגז.

    בתדרים נמוכים יותר פורמלדהיד (H2CO) מתגלה בעננים בין כוכבים באמצעות מעבר הכפלתו K (יK-1, K + 1 = 110-111) ב 4829.66 מגהרץ. קו זה הוא מעקב שימושי של המדיום הבין כוכבי המפוזר יותר מכיוון שניתן לזהות אותו בקליטה על רקע מקורות רדיו חזקים. התפלגות ח2ענני CO יכולים לתת עדויות עצמאיות להפצת החומר הבין כוכבי ויכולים לעזור בהבנת מבנה הגלקסיה שלנו. ה2קווים של CO מהאיזוטופ פחמן -13 ואיזוטופ חמצן -18 התגלו, ובוצעו מחקרים על השפע האיזוטופי של יסודות אלה. השילוב בין קווי הפורמלדהיד 4830 MHz ו- 14.5 GHz הוא אבחון רגיש ושימושי של הצפיפות בגז הפולט.

    OH זוהה בפליטה וספיגה תרמית בכמה מאות מתחמים מולקולריים שונים בגלקסיה שלנו. פליטת OH תרמית, השולטת במעטפות בצפיפות נמוכה של עננים מולקולריים, היא האמצעי העיקרי לחקר מעטפות אלה. קווי פליטה מ- 18 OH ו- 17 OH התגלו באזורים מולקולריים מסוימים בגלקסיה שלנו ובגלקסיות אחרות. הנתונים משורות אלה מאפשרים לחקור את שפע איזוטופי החמצן המעורבים. מחקרים כאלה הם חלק מכריע בהבנת רשת התגובות הכימיות המעורבות ביצירת אטומים ומולקולות. הנתונים יכולים לעזור לאסטרונומים להבין את הפיזיקה של חלל הכוכבים, את הכימיה של המדיום הבין כוכבי ואת הפיזיקה של היקום הקדום. קווי OH מופיעים גם כמעצבים גם בגלקסיה שלנו וגם במקורות חוץ-גלקטיים (ראה סעיף 2.3.4).

    לבסוף, אזור הספקטרום בין 30 ל 50 GHz מכיל את הקווים החזקים ביותר של HC3N, מולקולה המהווה תמרור לתנאים טרום פרוטו-כוכביים ובוחן טמפרטורה טוב לגז קר במיוחד. הוא מייצג את הקצר ביותר מתוך סדרה של מולקולות ארוכות שרשרת בצורת HCאיקסN (איקס = 1, 3, 5, 7, 9, 11, . . .).

    אבק קר, עם טמפרטורות גרגירים של 10 K עד 30 K, מהווה חלק גדול ממסת האבק הכוללת בגלקסיה שלנו ובגלקסיות אחרות. למעשה, מלבד כוכבי הלכת, פליטת האבק מספקת את המקור הבולט ביותר לקרינת פס רחב באורכי גל מילימטר / תת מילימטר. תצפיות מראות כי התפלגות האנרגיה הספקטרלית של פליטת האבק היא כמעט תרמית. באופן ספציפי, בטווח אורכי הגל של המילימטר / תת-מילימטר, הפליטה מתאימה ליחס ריילי-ג'ינס ששונה בעוצמה הגוברת פרופורציונאלית לתדר לעוצמה השנייה. עם זאת, בתדרים גבוהים יותר, העוצמה פרופורציונלית ישירות לטמפרטורת האבק ולעומק האופטי. העוצמה נמדדת כדי להשתנות כמו אני (נ) & אביזר n ב +2 כוח, כאשר הערך של + 2 נובע מגורם ריילי ג'ינס ו & בטא בעל ערך של 1 עד 2, תלוי בהרכב האבק. מדידת הפליטה הכמו-תרמית מגרגירי האבק היא מרכיב חשוב בקביעת מסת המקור והערכת מאזן האנרגיה במדיום הבין כוכבי. לדוגמא, ניתן לאמוד את צפיפות העמודים של מימן בכל הצורות (אטומי, מולקולרי ומיונן) מפליטת האבק על ידי מדידת התפלגות האנרגיה הספקטרלית (SED) משני צידי הפסגה כדי להפיק טמפרטורת אבק וכדי להסיק מאפייני גרגירי האבק.

    גרגרי האבק מגיעים במגוון רחב של גדלים, בגודל אופייני של 0.1 מיקרון, והם בעיקר סיליקטים או גרפיטים עם משטח קרח. עם זאת, סביר להניח כי מבנה גרגרי האבק אינו כדורי. מדידות ספיגה (באופטי וכמעט אינפרא אדום) ופליטה (במילימטר / תת מילימטר) מגרגירי אבק מראות קיטוב ליניארי, ולכן הגרגירים מוארכים וניתנים ליישור באמצעות שדות מגנטיים. גרגירי אבק הם זרזים חשובים לתגובות אסטרוכימיה מורכבות, מכיוון שהם מספקים משטחים שעליהם עלולות להיווצר מולקולות ואז בהמשך נפלטים למדיום הבין כוכבי.

    גרגרים קטנים נחשבים חשובים במיוחד לאסטרוכימיה, מכיוון שיש להם שטח פנים גדול לנפח.

    קווי פליטה צרים ואינטנסיביים במיוחד יכולים להיווצר אם התנאים הפיזיים והיישור הגיאומטרי הם אופטימליים להגברה במיקרוגל על ​​ידי פליטה מגורה של קרינה (מאסרים). מאסרים יכולים להיות קשורים לאזורים היוצרים כוכבים ועם כוכבים מפותחים יותר. בתוך שביל החלב, למקורות המיזם של OH יש גודל זוויתי לכאורה בסדר גודל של 0.01 קשת שנייה או פחות. גדלים לכאורה כאלה מתורגמים לגדלים ליניאריים בסדר גודל של כמה פעמים מהמרחק הממוצע בין כדור הארץ לשמש (150 מיליון ק"מ) ומתרחשים בלב אזורים עם היווצרות כוכבים פעילה. המעבר 1612 מגה הרץ הוא קו היפרפיני חשוב ביותר של OH. פליטת קו זו מתרחשת בסוגים רבים של עצמים בגלקסיה שלנו, ותצפיות ברזולוציה גבוהה של עצמים אלה בקו זה מודדים את מרחקיהם וניתן להשתמש בהם באופן קולקטיבי למדידת המרחק למרכז הגלקסיה שלנו. גזירי OH בגלקסיות אחרות יכולים להיות יותר ממיליון זוהרים כמו גונים גלקטיים. מה שמכונה מגאמאזרים אלה מתעוררים בתוך ליבות הגלקסיות פעולה זו גורמת להגברה (ולא לקליטה) של רצף הרדיו הגרעיני. מכיוון שהם כהים, ניתן לראות מגה-צמרים חזקים אלה למרחקים גדולים, כיום עד 80,000 קמ"ש (z = 0.27). שימוש בקו OH 1667 MHz לחקר הגלקסיות המיוחדות והפעילות הללו מאפשר לאסטרונומי רדיו לאבחן את הטמפרטורה והצפיפות של הגז המולקולרי במרכז הגלקסיות הללו. באופן דומה, פליטת קליטת מגה-מייזר של פורמלדהיד אקסטרגלקטי נמצאים במספר הולך וגדל של גלקסיות. מכיוון שפורמלדהיד הוא נותב טוב של גז בינוני עד צפיפות גבוהה, קו זה חשוב מאוד לחקר המבנה המולקולרי של גלקסיות אחרות.

    הגילוי בשנת 1968 של קווים עזים במיוחד ב- 22.2 גיגה הרץ מה- H2מולקולת O במרחב הבין כוכבי הביאה גם לחידות חדשות ומעניינות רבות. עד מהרה התגלה כי העוצמות של קווים אלו משתנות מאוד, וגדלי ה- H2מקורות O הם קטנים במיוחד (כמה יחידות אסטרונומיות), וכי הקווים מקוטבים מאוד. בנוסף, ה2O masers לעיתים קרובות מראים רכיבים מרובים, כל אחד מהם במהירות שונה מעט בקו הראייה. מעקב אחר התנועות הקינמטיות של ח2O-masers בגלקסיות חיצוניות הובילו למדידות מרחק גיאומטריות ראשונות במקורות אקסטרלקטיים (ראה סעיף 2.3.9).

    רצועת 42.5-43.5 GHz מכילה את מעברי הסיבוב הנמוכים ביותר (י = 1 & rarr 0) של מצבי רטט של SiO. מעברים אלה התגלו כפליטה חזקה של מייזר ממעטפות הכוכבים שהתפתחו ובאזורים צעירים היוצרים כוכבים. בנוסף, שני מצבי רטט של מעברי SiO נופלים בחלון הספקטרום 3 מ"מ. SiO היא המולקולה היחידה המציגה פליטה חזקה של מייזר במצב רטט נרגש.

    שדות מגנטיים עשויים למלא תפקיד מרכזי בדינמיקה של הגז הבין כוכבי בגלקסיות. ניתן להסיק מעוצמת השדה המגנטי לאורך קו הראייה מהשפעותיו על התפשטות גלי הרדיו. לדוגמא, למולקולת OH יש ארבעה רכיבים היפר-פייניים של מעברי הכפלת הלמבה הקרקעיים במצב 1665, 1667, 1612 ו- 1720 MHz. שני הרכיבים המקוטבים במעגל מנוגד מעט בתדירות בנוכחות שדה מגנטי. אפקט זאמן כביכול זה הוא שיטה יעילה למדידת חוזק השדה המגנטי בגלקסיה שלנו ובגלקסיות אחרות עם פליטת מגה מייזר.

    טכניקות אלטרנטיביות למדידת חוזק השדה המגנטי לאורך קו הראייה כוללות תצפיות על פליטת רצף מפולסרים (סעיף 2.3.7). תלות התדרים של זמני הגעת הדופק פרופורציונאלית לצפיפות האלקטרונים לאורך קו הראייה. יחד עם זאת, הנצפה

    סיבוב פאראדיי פרופורציונאלי לעוצמת השדה המגנטי ולצפיפות האלקטרונים. לפיכך, יחסי הסיבוב למדוד הפיזור לפולסרים הנמצאים ברחבי הגלקסיה שלנו מתחקים אחר חוזק השדה המגנטי הגלקטי לאורך קווי ראייה רבים. היקפי רציפות, במיוחד אלה בתדרים מתחת ל -3 GHz, הם בעלי ערך רב ביותר למחקרים אלה.

    בעוד שכוכבים נעים באופן נרחב במסה, הסוגים הנפוצים ביותר הם במסות הנמוכות ביותר: גמדים M, L ו- T. לכוכבים אלה זמני היווצרות חיים ארוכים במיוחד. תצפיות רדיו של כוכבים אלה יכולות לזהות התלקחויות כוכבים, כתמי כוכבים או פעילות מגנטית אחרת. ניתן לסנכרן התלקחויות עם מסלולו של כוכב לכת המקיף מקרוב, מה שהופך את תזמון הדופק ברדיו לאופציה טובה נוספת לאיתור כוכבי לכת מחוץ למים (בהשוואה לחקירת פולסרים, סעיף 2.3.7), הגבלת לוחות זמנים מסלוליים והערכת סבירות. התלקחויות כוכבים מעניינות במיוחד בגלל השפעתן הפוטנציאלית על המגורים הפלנטריים. בגלל השפע שלהם בגלקסיה שלנו, יחד עם השדות המגנטיים החזקים שלהם והפעילות הנלווית לכך, כוכבים בעלי מסה נמוכה הם אידיאליים לתצפיות ברדיו ומיידעים את המחקר על כל סוגי הכוכבים והמערכות הפלנטריות.

    גמדים חומים, אובייקטים תת-כוכביים שאינם מסיביים מספיק כדי לקיים מיזוג מימן ליבה, הם גם עצמים מעניינים לתצפיות אסטרונומיות ברדיו. בפרט, כאובייקטים של מעבר כוכב-כוכב לכת, הם מציעים לנו תובנה גם לכוכבים וגם לכוכבי הלכת. גמדים חומים לבדם הם בהירים יותר וקלים יותר לזיהוי מאשר כוכבי לכת, וגמדים חומים עם כוכבי לכת מחוץ למדידה מספקים ניגוד מעניין למערכות פלנטריות עם כוכבים מארחים מסיביים יותר.

    בשלבים הסופיים של מחזור החיים הכוכבי שלהם, כוכבים משילים חומר למדיום הבין כוכבי. התנאים הפיזיים של מעטפות מעגליות של כוכבים בשלב מאוחר נוחים ליצירת מינים מורכבים של פחמן ארוך שרשרת כמו C3H, C.3N, C4H, C.7H, C.8H, כמו גם אלה של מולקולות נושאות סיליקון, מגנזיום ואלומיניום (SiS, SiC2, SiC3, MgCN, AlCl, AlNC). תצפיות בקווי הספקטרום הללו בחלונות 3 מ"מ ו -2 מ"מ (ראו איור 2.6) מספקות תובנה בכימיה של מעטפות העגלות של כוכבים בשלב מאוחר. בנוסף, תצפיות על מעברי מייזר SiO ב 42.5-43.5 GHz מספקות בדיקות של מעטפות הכוכבים, ומניבות מידע על טמפרטורה, צפיפות, מהירות רוח כוכבית וגיאומטריה של מעטפה.

    כוכבי המסה הגבוהים ביותר ישליפו את מעטפותיהם החיצוניות למדיום הבין כוכבי באמצעות פיצוצים בסופרנובה בסוף חייהם. בעוד התפוצצות הסופרנובה עצמה מתרחשת במועדי זמן קצרים, שרידי הסופרנובה המתקבלים הם בעלי חיים ארוכים יחסית ויש להם ספקטרום אופייני שאינו תרמי המיוצר על ידי פליטת סינכרוטרון ממכשירי קרן קוסמיים יחסיים הנעים בשדות מגנטיים בקנה מידה גלקטי. תצפיות רצף רדיו, למשל, 5 ג'יגה הרץ חושפות את היקף המורפולוגיה המפורטת של שרידי סופרנובה גלקטית ומאפשרים מדידה של המבנים והדינמיקה שלהם וכן את גזירת הפרמטרים הפיזיים שלהם, כגון המסה הכוללת שלהם.

    אחת התגליות המעניינות והחשובות באסטרונומיית הרדיו הייתה גילוי פולסרים.פולסים מובנים ככוכבי נויטרונים מרוכזים המסתובבים עם פרק זמן קצר כמו אלפית השנייה. חפצים כאלה מיוצרים על ידי קריסת ליבותיהם של כוכבים מסיביים במהלך התפוצצות קטסטרופלית של סופרנובה. ספקטרום הרדיו של הפולסרים מצביע על מנגנון לא תרמי. פולסרים פולטים הכי חזק בתדרים בטווח שבין

    50 מגה הרץ עד 2 גיגה הרץ. לפיכך, תצפיות רבות מבוצעות בתדרים כאלה. עם זאת, תצפיות וסקרים חשובים עבור פולסרים נערכים בתדרים של עד 10 ג'יגה הרץ.

    הגילוי וחקר הפולסרים בחמשת העשורים האחרונים פתחו פרק חדש חשוב בפיזיקה של חומר מרוכז ביותר. המחקר של כוכבי נויטרונים עם צפיפות בסדר גודל של 10 14 גרם / ס"מ 3 ובעוצמות שדה מגנטיות של 10 12 גאוס כבר תרם מאוד להבנתנו את השלבים האחרונים של התפתחות הכוכבים וקירב אותנו להבנת חורים שחורים. , הנחשבים לאובייקטים המעובים ביותר ביקום.

    גילוי הפולסרים הבינאריים באלפיות השנייה אפשרה את מיטב הבדיקות הניסיוניות של תורת היחסות הכללית וסיפק ראיות חזקות לקיומה של קרינת כוח משיכה. בנוסף, ניתוח מדוקדק של שרידי תזמון הדופק הוביל לגילוי מבהיל של גופים בגודל של כדור הארץ במסלול סביב פולסים וגילוי ראשון של כוכבי לכת מחוץ למים (ראה גם סעיף 2.2.6). פולסרים מספקים כעת את תזמון הזמן המדויק ביותר, העולים על הרכב & שעוני ה- rsquos של שעוני אטום ליציבות זמן ארוכת טווח.

    תצפיות מתואמות של פולסרים במספר מצפי רדיו, כמו אלה של פרויקט NANOGrav, מספקות שיטה לחיפוש אחר קרינת גלי הכבידה (GWR). באופן ספציפי, מכיוון שפולסרי אלפית השנייה הם שעונים יציבים מאוד, תצפיות מתואמות של פולסרי אלפיות השנייה מספקות מדידות מדויקות של זמן ההגעה בכל מצפה כוכבים. לאחר מכן ניתן להשתמש בתנודות של זמן ההגעה לגילוי GWR מהמתאם של שאריות נמדדות.

    תצפיות על מבנה שביל החלב שלנו קשה להשיג באורכי גל אופטיים, מכיוון שאורכי גל אלה של האור נחסמים על ידי ענני אבק בין כוכבי. אולם גלי רדיו יכולים לחדור לעננים אלה ולאפשר לאסטרונומים לקבל מבט על כל גלקסיית שביל החלב, כולל המרכז הגלקטי (ראה איור 2.10). מחקרים על מיקום והרכב עננים בין כוכבים באמצעות תצפיות רדיו מספקים מידע בסיסי אודות מבנה והתפתחות הגלקסיה שלא ניתן להשיג באמצעים אחרים. רצועות התדרים בטווח של 1 עד 3 ג'יגה הרץ חשובות למחקרים גלקטיים על ענני מימן מיוננים ולקרינה המפוזרת הכללית של שביל החלב. יתר על כן, מפות

    איור 2.10 תמונת רדיו של מרכז הגלקסיה שלנו ב -1.4 ג'יגה הרץ מהמערך הגדול מאוד. הגרעין הבוהק במרכז התמונה (המכונה Sgr A) הוא האזור שמסביב לשביל החלב ולחור שחור סופר-מאסיבי. מבנים אחרים בתמונה זו כוללים שרידי סופרנובה (SNR) וקשתות נימה המתחקות אחר קווי שדה מגנטיים. המקור: באדיבות אליזבת מילס, NRAO וקורנליה לאנג מאוניברסיטת איווה רואים את סי. סי. לאנג, W.M. גוס, סי סיגנובסקי וק.י. Clubb, סקר ברזולוציה גבוהה של קליטת H I לכיוון 200 המחשבים המרכזיים של המרכז הגלקטי, סדרת מוסף יומן אסטרופיזי 191:275, 2010.

    של פליטת רצף גלקטית חשובים לא רק למדע הבסיסי הקשור למחקרי מבנה שביל החלב שלנו, אלא גם קריטי לפרשנות התצפיות על רקע המיקרוגל הקוסמי (ראה סעיף 2.4.1). ואכן, המכשול החמור ביותר לניצול מלא של מערכי נתוני הרקע הקוסמיים למיקרוגל הקיימים והעתידיים הוא הבנת החזית הגלקטית (ראה איור 2.1), במיוחד בתדרים המשמשים לניסויים אלה (20-200 ג'יגה הרץ).

    לתצפיות מתחת ל -1 GHz יש חשיבות רבה גם בחקר הקרינה המפוזרת התרמית וגם הלא תרמית בגלקסיית שביל החלב שלנו. תצפיות גלקטיות כאלה נותנות מידע על חלקיקי הקרניים הקוסמיות בעלות האנרגיה הגבוהה בגלקסיה שלנו ועל התפלגותם, וכן על הפלזמה המיוננת החמה ולידת הכוכבים בדיסק הגלקסיה הספירלית שלנו. בפרט, ניתן ללמוד את העננים הבין כוכביים המיוננים בתדרים נמוכים שבהם המקורות אטומים וספקטרוםם משוער לחוק הקרינה התרמית של פלנק (גוף שחור). תצפיות ספקטרליות כאלה יכולות לשמש ישירות למדידת הפרמטרים הפיזיים של העננים המקרינים, במיוחד הטמפרטורות שלהם. כמה מאות עננים גלקטיים כאלה מופיעים כשחור-תאים בתדרים שמתחת

    ניתן להסיק את מבנה הגלקסיה שלנו מהתכונות המפוזרות של הפלזמה הבין כוכבית המפוזרת על הקרינה הנפלטת מפולסרים. באופן ספציפי, מכיוון שכל דופק מספק חותמת זמן ייחודית, ניתן למדוד את זמן ההגעה של הדופק כפונקציה של תדר ובכך להפיק את צפיפות העמודים של האלקטרונים לאורך הנתיב (ראה איור 2.11). בנוסף, זווית הסיבוב של פאראדיי מספקת מדד לחוזק ולכיוון השדה המגנטי הגלקטי המקומי לאורך אותם נתיבים. לפיכך, באמצעות פולסרים הממוקמים ברחבי הדיסק הגלקטי, ניסויי תזמון פולסריים סיפקו כמה מהמפות הטובות ביותר של המדיום הבין כוכבי של שביל החלב עד כה.

    מדידות אסטרומטריות מדויקות מתצפיות אינטרפרומטריות במקורות גלקטיים מספקות גם את האפשרות להתחקות אחר מבנה גלקטי. לדוגמא, המרחק לאשכול הכוכבים של פליאיידס תוקן לאחרונה בהתבסס על מדידות פרלקסה כוכבית, עם דיוק מיקום תת-מיליארדי שני, הנגזר מתצפיות VLBI ב 8.4 GHz. באופן דומה, תצפיות ניטור ברזולוציה מרחבית גבוהה של מקורות הסמוכים למרכז הגלקסיה שלנו משמשות להתחקות אחר תנועותיהן סביב מסלולן ובכך לספק הערכה קינמטית של מסת החור השחור המרכזי. יתר על כן, תצפיות ברזולוציה מרחבית גבוהה של גז אטומי ומולקולרי עוקבות אחר דיסק הצמיחה העגולית ומעניקות תובנה לגבי ההזנה והמשוב של החור השחור המסיבי במרכז הגלקסיה שלנו.

    כאמור בסעיף 2.3.1, קו ה- HI באורך 21 ס"מ נעשה שימוש נרחב בכדי להתחקות אחר מרכיב הגז האטומי של שביל החלב וגלקסיות אחרות (למשל, ראה איור 2.12). בעזרת משמרת הדופלר כדי לעקוב אחר קינמטיקה של הגז, תצפיות על מעברים אטומיים ומולקולריים משמשות גם כדי ללמוד על פוטנציאל הכבידה של גלקסיות. תוצאות מעבודה זו הביאו להבנה שחלק ניכר מהמסה של כל גלקסיה מורכב מחומר שאינו נראה לעין. החומר & ldquodark & ​​rdquo המשתמע מתצפיות אלה ואושרו באמצעות מבחני תצפית אחרים, כגון חקר הרקע של המיקרוגל הקוסמי, הוא אחד מתחומי המחקר החשובים ביותר באסטרופיזיקה המודרנית. בנוסף, לגלקסיות עשירות בגז וחלושות אופטיות (או אפילו אופטי & ldquodark, & rdquo כלומר, מכילות מעט מדי כוכבים מכדי שניתן יהיה לראותן), המדידה של קו HI 21 ס"מ נותנת מדד מדויק של המרחק, ובכך מאפשר מבט ייחודי אך חשוב על מבנה רחב היקף מקומי. HI מתחקה אחר שרידי הפסולת של מפגשים של גאות ושפל בין גלקסיות. ניסויים שוטפים ועתידיים יבצעו תצפיות אלה בתדרים נמוכים יותר ובכך העברות אדומות גבוהות יותר, ומאפשרות לנו לחקור כיצד תוכן הגז בגלקסיות משתנה לא רק בחלל אלא גם לאורך זמן קוסמי.

    אחד הפרמטרים הקריטיים במחקרים אסטרונומיים הוא המרחק לאובייקטים אסטרונומיים. שיטות גיאומטריות מספקות את אומדני המרחק המדויקים ביותר, אך בדרך כלל הן אפשריות רק לקרובים


    רדיו אסטרונומיה באורכי גל מילימטר

    רדיו אסטרונומיה מילימטר היא טכניקת רדיו המשתמשת בגלאים קוהרנטיים, כמו גם רדיו אסטרונומיה קונבנציונאלית. לרדיו-אסטרונומיה של מילימטר יש כמה היבטים שקשורים לאסטרונומיה באורכי גל קצרים יותר, כמו ההשפעה הגוברת של האטמוספירה או שימוש בטכניקות קוואוזיופיות בקדמי המקלט. רדיומסטרונומיה של מילימטר נמצאת בגבול התחומים הטכניים. הפרק מפרט את התפתחות הרדיואסטרומיה במילימטר. למרות שכמות מידע ניכרת נאספה על ידי אסטרונומים של גל מילימטר על עצמים קוסמיים רבים, מכוכבי לכת וכוכבי שביט ועד קוואזרים והרקע הקוסמולוגי של 2.7 קילוגרמים, ללא ספק ההישג המשמעותי ביותר של אסטרונומיה של גל מילימטר היה גילוי ומחקר של עננים מולקולריים. ההשלכות היו חשובות בתחומי הפיזיקה המולקולרית, מבנה הענן הבין-כוכבי, המבנה הגלקטי, תיאוריות היווצרות הכוכבים והתפתחות גלקטית ותחומים חדשים, כמו כימיה בין-כוכבית, צצו מאפס. הפרק דן בתנאי ההתבוננות ובאתרי הרדיו-אסטרונומיה. הפרק מציג שני סוגים רחבים של רדיו-טלסקופים: מכשירי הכלים החד-פעמיים, הנקראים לעיתים רדיו-טלסקופים עם צמצם מלא, וההפרעות שיש להם שתי אנטנות ברורות ומעלה (מערכים). מרבית הרדיוטלסקופים של המילימטר הפועלים משתמשים בצלחת הפרבולית המקובלת כאנטנה שלהם. הפרק דן בקצרה באנטנות. המאפיינים של המקלטים המיועדים לרדיו-אסטרונומיה של מילימטר דומים לאלה של מקלטים לרדיו-אסטרונומיה של סנטימטר ודצימטר. הדרישה העיקרית היא רגישות. הפרק מפרט על רגישות ועל כמה היבטים הקשורים לרוחבי הפס. ההתפתחות המהירה והמוצלחת של רדיואסטרונומיה במילימטר עוררה השראה למספר פרויקטים חדשים. הפרק דן בהתפתחות ובפרויקטים החדשים של רדיו אסטרונומיה.

    בחופשה ממצפה הכוכבים פריז.


    צפו בסרטון: ESPERIMENTO VAPORE ACQUEO (יָנוּאָר 2022).