Radioteleskoop

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search
Mount Pleasant Radio Telescope.jpg

'n Radioteleskoop word in die sterrekunde gebruik vir die opvang van radiogolwe uit die builenste ruimte. Slegs golwe met golflengtes tussen enkele millimeter en ongeveer 20 tot 30 m word deur die atmosfeer ingelaat en kan opgevang word. Aangesien die stralingsintensiteit besonder laag is, word enorme antennes of kombinasies van antennes vir die ontvangs van die radiogolwe gebruik. Die definisievermoë en gevoeligheid van 'n radioteleskoop kan vergroot word deur dit in kombinasie met een of meer ander radioteleskope te gebruik.

Die grootste gedeelte van die elektromagnetiese straling uit die ruimte word deur die aarde se atmosfeer geabsorbeer of gereflekteer. Die atmosfeer is slegs vir twee golflengtegebiede deurdringbaar, naamlik vir golflengtes tussen 400 en 800 nm (die optiese venster) en vir golflengtes tussen enkele millimeter en 20 tot 30 m (die radiovenster). Vir waarneming in die eerste gebied word die optiese teleskoop en vir waarneming in die tweede gebied die radioteleskoop gebruik. Die intensiteit van die radiogolwe wat op aarde opgevang word, is uiters gering.

Die sterkte van die golwe wat van die Andromedanewel afkomstig is, is byvoorbeeld slegs 1/200 000 van die sterkte van die sigbare lig wat uit die sterrestelsel afkomstig is. Om hierdie swak radiostraling te kan registreer, moet 'n teleskoop se antenne soms enorm groot wees. Die antenne het gewoonlik 'n paraboliese (holronde) weerkaatser wat die golwe op die aktiewe element in die brandpunt van die parabool konsentreer.

Om vir die beweging van die aarde te kompenseer, word 'n radioteleskoop so gemonteer dat dit kan draai. By kleinerteleskope word ʼn parallaktiese monteerstelsel (soos by sommige optiese teleskope) gebruik. Dit het slegs een as, die poolas, wat tydens die volging van 'n hemelliggaam aangedryf word. Vir groot en swaar radioteleskope is hierdie konstruksie nie prakties nie en sulke radioteleskope het meestal 'n asimutale montering. Hiervoor word twee asse (die hoogte-as en die asimut-as) teen veranderbare snelhede aangedryf.

Een van die grootste radioteleskope wat in alle rigtings geroteer kan word, word by die Max Planck-instituut vir radio-astronomie in die Eifelgebergte in Duitsland gebruik. Die weerkaatser het 'n deursnee van 100 m. Soms is dit voldoende om beweging in slegs een rigting te hê. Die teleskoop beweeg dan om ʼn ooswes-gerigte hoogte-as sodat slegs meridionale waarnemings gedoen kan word. So 'n teleskoop word byvoorbeeld by die National Radio Astronomy Observatory te Green Bank (Wes-Virginië) in die VSA gebruik. Van die heel groot radioteleskope, soos byvoorbeeld die een met ʼn 330-m-weerkaatser by die Arecibo-sterrewag in Porto Rico is onbeweegbaar. Dit het egter ʼn bolvormige weerkaatser, en aangesien die antenne met behulp van kabels beweegbaar opgehang is, kan 'n gebied van ongeveer 200 rondom die senit (hoogste punt) waargeneem word.

Vereistes en gehalte[wysig | wysig bron]

Radiogolwe wat deur middel van 'n antenne opgevang word, word na ʼn ontvangtoestel oorgedra en versterk. Omdat die seine so besonder swak is, is ruising (steurings) 'n groot probleem. Die ruising word gedeeltelik deur die apparaat self en gedeeltelik deur agtergrondstraling vanuit die heelal veroorsaak. Die sein-ruisingverhouding kan verbeter word deur die gebruik van groter antennes en goed ontwerpte versterkers. In baie gevalle kan 'n swak sein slegs oor ʼn lang tydperk gemonitor en gefiltreer word met behulp van elektroniese filters.

Onder die definisievermoë van ʼn radioteleskoop word verstaan die kleinste moontlike besonderheid wat met behulp van die teleskoop waargeneem kan word. Die definisievermoë is maksimaal λ/d, met λ die golflengte en d die deursnee van die weerkaatser. 'n Optiese teleskoop met ʼn deursnee van 1 m het 'n teoretiese definisievermoë van ongeveer 0,1 boogsekonde. Ten einde dieselfde resultaat met 'n radioteleskoop te verkry, sou 'n weerkaatser met ʼn deursnee van 100 km nodig wees.

ʼn Weerkaatser met 'n deursnee van 100 m het 'n definisievermoë van slegs 2 boogminute. In die radiosterrekunde word daar dikwels ook na die bundelwydte in plaas van die definisievermoë verwys. Die bundelwydte dui aan hoe ver die teleskoop van die bron kan afdwaal sonder om die sein te verloor. 'n Klein bundelwydte stem dus ooreen met 'n hoë definisievermoë. Die beeldgehalte van 'n teleskoop hang af van die mate waarin ʼn weerkaatser van die ideale paraboolvorm afwyk.

Ten einde ʼn optimale afbeelding te verkry, moet die afwykings van die weerkaatser kleiner wees as 1/10 van die golflengte van die golwe wat ontvang word. Die 330-m-teleskoop van Porto Rico wyk byvoorbeeld nie meer as 3 mm af nie (noukeurigheid 1:100000). Om materiaal te bespaar en die massa laag te hou, word antenneweerkaatsers dikwels van staaldraad of van geperforeerde aluminiumpanele gemaak.

Gekombineerde antennes[wysig | wysig bron]

Die grootte van antenneweerkaatsers word beperk deurdat dit steeds moeiliker word om die konstruksie die korrekte vorm te gee, en dit dan die vorm te laat behou, aangesien die groot konstruksie kan meegee. Bowendien is dit moeilik om ʼn groot radioteleskoop op ʼn spesifieke punt gerig te hou. Ten einde 'n groter definisievermoë te verkry, word die beginsels van die interferometrie by teleskope toegepas, waarby 2 of meer antennes gekombineer word.

Dit blyk dat 2 klein paraboolteleskope, op 'n afstand van 100 m uit mekaar, dieselfde definisievermoë het as 'n enkele radioteleskoop met 'n deursnee van 100 m. So 'n teleskooppaar staan bekend as 'n radio-interferometer. Dit word veral gebruik vir die noukeurige bepaling van die posisie of die deursnee van 'n radiobron in die hemelruim. Daar is egter enkele probleme verbonde aan die gebruik van interferometers. Die totale oppervlakte daarvan is byvoorbeeld baie kleiner as die van 'n groot, enkele teleskoop, wat meebring dat swak seine moeilik opgevang word.

Boonop hang die definisievermoë sterk af van die rigting waarin die radioteleskoop gerig is. Die eerste probleem kan egter oorbrug word deur die seine oor 'n lang tydperk op te vang en die tweede probleem deur 'n aantal antennes oorkruis op te stel (kruisantenne). Met 'n interferometer wat uit byvoorbeeld 2 antennas bestaan, word maar min inligting oor uitgestrekte bronne aan die uitspansel bekom. Een oplossing daarvoor is om meer as 2 antennes op 'n ry te plaas sodat inligting van verskillende basisafstande verkry kan word.

'n Voorbeeld hiervan Is die One Mile-teleskoop in Cambridge met drie 18-m-weerkaatsers op 'n ooswes-lyn met ʼn lengte van ongeveer 1,5 km. Een van die antennes is in hierdie geval boonop verskuifbaar. In Westerbork (Nederland) was daar aanvanklik 'n kombinasie van twaalf 25-m-weerkaatsers op ʼn ooswes-lyn van 1 600 m. Die 2 buitenste antennes kon verplaas word. In 1976 is die eerste waarnemings met behulp van 2 nuwe verskuifbare antennes gedoen, waardeur 'n 40 % groter definisievermoë verkry is, terwyl die waarnemingstyd met die helfte verminder is.

Die Mills Cross-teleskoop by Molonglo (Australië) bestaan uit ʼn noordsuid-arm en 'n ooswes-arm wat elk 1 580 m lank en uit 'n groot aantal paraboliese dipole saamgestel is. Nog 'n oplossing word verkry deur 2 antennes, wat agtereenvolgens in allerlei posisies geplaas kan word, te gebruik en die resultate met behulp van 'n rekenaar te verwerk. Soms word 'n groot vaste antenne en 'n kleiner verplaasbare een gebruik. Die lae boukoste van so 'n installasie word egter grootliks genegeer deur die ingewikkelde verwerking van meetresultate.

By die keuse van 'n radio-interferometer word daar altyd gepoog om die beste kompromis te verkry, met die minimum aantal teleskope wat binne 'n redelike tyd 'n radiobron volledig kan ondersoek.

Langbasisinterferometrie[wysig | wysig bron]

Die ontdekking van radiobronne met ʼn baie klein hoekdeursnee (kwasars genoem) was 'n belangrike motivering vir die ontwikkeling van interferometers met al hoe groter basislengtes. 'n Voorbeeld hiervan is die VLA ("Very Large Array") in Nieu-Mexiko (VSA), wat bestaan uit 27 paraboliese antennes in 'n Y-vorm, waarvan elke arm 21 km lank is. Die weerkaatsers is elk 25 m in deursnee en is beweegbaar. Aanvanklik is die verbinding tussen die antennes van interferometerstelsels bewerkstellig deur middel van mikrogolfstraalverbindings of deur middel van ondergrondse golfpype.

Met 'n basislengte van etlike honderde kilometers (VLBI: "Very Large Base Interferometry") vind daar groot faseverskille (tydsverskille) tussen die verskillende seine plaas en daarom word die seine met die seine van 'n atoomhorlosie vermeng om dit te sinchroniseer. Die golflengte van ʼn atoomhorlosie is so stabiel dat dit oor 'n lang periode in fase bly loop. Die radio- en die tydseine word dan op magneetbande opgeneem en na 'n rekenaarsentrum gestuur.

Daar word die 2 bande met mekaar vergelyk om die korrekte inligting uit die radioseine te bekom. Dit was selfs al moontlik om ʼn basislengte te verkry wat gelyk is aan 95% van die deursnee van die aarde. Dit is gedoen met ʼn kombinasie van 'n radioteleskoop by Green Bank (VSA) en een by Parkes in Australië. Daarmee is ʼn definisievermoë van tot 0,001 boogsekonde verkry. Dit is ook moontlik om, met behulp van sekere puntbronne aan die hemelruim, die interferometrie toe te pas om afstande op aarde te bepaal. Afstande tussen radioteleskope kan op hierdie manier tot 1 of 2 cm noukeurig bepaal word. Geoloë maak van hierdie hulpmiddel gebruik om byvoorbeeld kontinentverskuiwing te ondersoek.

Bronnelys[wysig | wysig bron]