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रेडियो टेलीस्कोप, लेकिन कम तरंग दैर्ध्य नहीं, इस बिग डेटा समस्या क्यों है?

रेडियो टेलीस्कोप, लेकिन कम तरंग दैर्ध्य नहीं, इस बिग डेटा समस्या क्यों है?


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केवल ALMA और SKA जैसे नए रेडियो टेलीस्कोप सरणियों के साथ, क्या मैंने इस "समस्या" के बारे में सुना है जिसमें बहुत अधिक डेटा आया है। स्टोर करने के लिए बहुत बड़ा। वह भविष्य के अध्ययनों के लिए यह सब संग्रहीत नहीं कर सकता है, लेकिन उसे पहले से ही यह चुनना होगा कि डेटा के किस अंश का विश्लेषण करना है और बाकी को मिटा देना है, और सबसे अधिक।

क्या यह दूसरी तरफ नहीं होना चाहिए, कि आईआर और दृश्यमान और यूवी जैसे छोटे तरंगदैर्ध्य दूरबीन अधिक डेटा उत्पन्न करते हैं क्योंकि उनके पास एपर्चर की प्रति यूनिट उच्च रिज़ॉल्यूशन होता है?


क्या यह दूसरी तरफ नहीं होना चाहिए, कि आईआर और दृश्यमान और यूवी जैसे छोटे तरंगदैर्ध्य दूरबीन अधिक डेटा उत्पन्न करते हैं क्योंकि उनके पास एपर्चर की प्रति यूनिट उच्च रिज़ॉल्यूशन होता है?

यह एक बहुत ही दिलचस्प सवाल है!

मेरा जवाब है नहीं, फिलहाल नहीं, लेकिन किसी दिन ऐसा हो सकता है।

चूंकि हमारे पास बड़ी तेज कंप्यूटर और फाइबर ऑप्टिक तकनीक है, इसलिए हम एंटेना के सरणियों से चित्र उत्पन्न कर सकते हैं कम्प्यूटेशनल रूप से. हम सॉफ्टवेयर में रेडियो फ्रीक्वेंसी पर वेवफ्रंट सुधार के लिए चित्र बना सकते हैं और यहां तक ​​​​कि अनुकूली प्रकाशिकी को लागू कर सकते हैं (बजाय यांत्रिक एक्ट्यूएटर्स के बजाय ब्रूट-फोर्स बेंडिंग मिरर द्वारा वेवफ्रंट को सही करना)।

ALMA का क्रम-परिमाण विवरण 100 व्यंजन हैं जिनमें से प्रत्येक 1 GHz बैंडविड्थ प्रदान करता है, और SKA सरणियाँ कहीं अधिक बड़ी होंगी। जबकि इवेंट होराइजन टेलीस्कोप शाब्दिक रूप से हार्ड ड्राइव के बॉक्स पर सभी कच्चे डेटा को रिकॉर्ड करता है जो वर्तमान में ALMA और बड़े सरणियों के लिए संभव नहीं है, इसलिए केवल बहुत छोटी, भारी संसाधित मध्यवर्ती परिणाम फ़ाइलों को बाद के विश्लेषण और अंशांकन और मापदंडों के फ़ाइन-ट्यूनिंग के लिए सहेजा जा सकता है।

इस संदर्भ में "छोटी तरंग दैर्ध्य दूरबीनों" के लिए उन्हें "उच्च आवृत्ति दूरबीन" के रूप में सोचना बेहतर है। यहां तक ​​कि १०० एनएम चौड़ा बैंड भी ८०० एनएम (आईआर के पास जहां वेवफ्रंट करेक्शन अच्छी तरह से काम कर रहा है, ४७,००० गीगाहर्ट्ज़ का प्रतिनिधित्व करता है! यहां तक ​​​​कि बेसबैंड आवृत्ति में रूपांतरण के साथ हमारे पास उस दर पर संकेतों को डिजिटाइज़ करने की क्षमता नहीं है, कई के सहसंबंधों को बहुत कम करते हैं। संकेत।

तो इसकी बजाय हम प्रकाश को हमारे लिए इंटरफेरोमेट्री करने देते हैं!

एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप सिर्फ एक बड़ा, सरल, एक-चाल-टट्टू ऑप्टिकल कंप्यूटर है। हम एपर्चर पर विद्युत क्षेत्र का एक अभिन्न प्रदर्शन करने के लिए सतहों को डिज़ाइन करते हैं। केंद्र पिक्सेल किसी भी चरण पूर्वाग्रह के बिना दूरबीनों के स्पष्ट एपर्चर पर सभी विद्युत क्षेत्रों की घटना का अभिन्न अंग प्राप्त करता है। सेंसर के एक किनारे पर एक पिक्सेल समान विद्युत क्षेत्रों का अभिन्न अंग प्राप्त करता है कई बार एक चरण फ़ंक्शन जो एक तरफ से दूसरी तरफ रैखिक रूप से बढ़ता है।

एक दिन अगर और/या जब पता लगाने और कंप्यूटिंग गति और समानताएं काफी बड़ी हैं, तो मुझे यकीन है कि एक इलेक्ट्रॉनिक ऑप्टिकल कंप्यूटर शायद बनाया जाएगा।


ऑप्टिकल टेलीस्कोप बनाम कम्प्यूटेशनल इंटरफेरोमेट्री पर अधिक के लिए उत्तर देखें


रेडियो टेलीस्कोप, लेकिन कम तरंग दैर्ध्य नहीं, इस बिग डेटा समस्या क्यों है? - खगोल विज्ञान

जिस प्रकार प्रकाशीय दूरदर्शी दृश्य प्रकाश को एकत्रित करते हैं, उसे एक फोकस में लाते हैं, उसे प्रवर्धित करते हैं और विभिन्न उपकरणों द्वारा विश्लेषण के लिए उपलब्ध कराते हैं, उसी प्रकार रेडियो दूरबीन कमजोर रेडियो प्रकाश तरंगों को एकत्रित करते हैं, इसे एक फोकस पर लाते हैं, इसे बढ़ाते हैं और इसे विश्लेषण के लिए उपलब्ध कराते हैं। . हम तारों, आकाशगंगाओं, ब्लैक होल और अन्य खगोलीय पिंडों से प्राकृतिक रूप से निकलने वाले रेडियो प्रकाश का अध्ययन करने के लिए रेडियो टेलीस्कोप का उपयोग करते हैं। हम उनका उपयोग हमारे सौर मंडल में ग्रहों के पिंडों से रेडियो प्रकाश को प्रसारित और प्रतिबिंबित करने के लिए भी कर सकते हैं। ये विशेष रूप से डिज़ाइन किए गए टेलीस्कोप प्रकाश की सबसे लंबी तरंग दैर्ध्य का निरीक्षण करते हैं, जो 1 मिलीमीटर से लेकर 10 मीटर से अधिक लंबे होते हैं। तुलना के लिए, दृश्यमान प्रकाश तरंगें केवल कुछ सौ नैनोमीटर लंबी होती हैं, और एक नैनोमीटर कागज के एक टुकड़े की मोटाई का केवल 1/10,000वां हिस्सा होता है! वास्तव में, हम आमतौर पर रेडियो प्रकाश को उसकी तरंगदैर्घ्य से नहीं, बल्कि उसकी आवृत्ति से संदर्भित करते हैं।

स्वाभाविक रूप से होने वाली रेडियो तरंगें अंतरिक्ष से हम तक पहुंचने तक बेहद कमजोर होती हैं। एक सेल फोन सिग्नल हमारी दूरबीनों द्वारा खोजी गई ब्रह्मांडीय तरंगों की तुलना में एक अरब अरब गुना अधिक शक्तिशाली है।

एक रेडियो टेलीस्कोप के भाग

रेडियो टेलिस्कोप सभी आकारों और आकारों में बनाए जाते हैं, वे जिस तरह की रेडियो तरंगों को उठाते हैं, उसके आधार पर। हालांकि, प्रत्येक रेडियो टेलीस्कोप में एक माउंट पर एक एंटीना होता है और संकेतों का पता लगाने के लिए रिसीवर उपकरण का कम से कम एक टुकड़ा होता है।

क्योंकि रेडियो तरंगें इतनी लंबी होती हैं और ब्रह्मांडीय रेडियो स्रोत बेहद कमजोर होते हैं, रेडियो दूरबीन दुनिया की सबसे बड़ी दूरबीन हैं, और उनके अंदर केवल सबसे संवेदनशील रेडियो रिसीवर का उपयोग किया जाता है। दुर्भाग्य से, ये विशाल एंटेना आधुनिक इलेक्ट्रॉनिक्स से रेडियो हस्तक्षेप भी उठाते हैं, और रेडियो दूरबीनों को रेडियो फ्रीक्वेंसी हस्तक्षेप से बचाने के लिए बहुत प्रयास किए जाते हैं।

एंटीना

सबसे बुनियादी एंटेना एक धातु द्विध्रुवीय एंटीना है, जिसका उपयोग अक्सर कारों पर रेडियो तरंगों को लेने के लिए किया जाता है जो ब्रॉडकास्टर अपने ऑडियो शो को ले जाने के लिए उपयोग करते हैं।

सबसे बहुमुखी और शक्तिशाली प्रकार का रेडियो टेलीस्कोप परवलयिक डिश एंटीना है। परवलय एक उपयोगी गणितीय आकृति है जो आने वाली रेडियो तरंगों को इसके ऊपर एक बिंदु तक उछालने के लिए मजबूर करती है, जिसे फोकस कहा जाता है। डिश एंटेना एक साथ कई अलग-अलग तरंग दैर्ध्य को उछालते हैं, और हमारे द्वारा किए जाने वाले विभिन्न प्रकार के शोध के लिए हमें अलग-अलग आवृत्ति चैनलों को ट्यून करने के लिए अलग-अलग रिसीवर की आवश्यकता होती है। एक विशिष्ट तरंग दैर्ध्य रेंज का निरीक्षण करने के लिए, हम अपनी इच्छित रेडियो तरंगों को हथियाने के लिए एक विशिष्ट आकार की फ़नल का चयन करते हैं। इन फ़नल को फ़ीड हॉर्न कहा जाता है, और हमारा सबसे बड़ा पिकअप ट्रक के आकार का है!

प्रत्येक फीड हॉर्न के संकीर्ण सिरे का व्यास हमारे इच्छित चैनल के क्रांतिक तरंगदैर्घ्य के समान आकार का होता है। इसका मतलब यह है कि जब विशिष्ट रेडियो तरंग अपने विशेष हॉर्न के संकीर्ण छोर तक जाती है, तो यह पक्षों के खिलाफ पूरी तरह से धड़क रही है, और हॉर्न पल्स का पता लगाने वाला सच्चा एंटीना बन जाता है। यहां, हम एक सुपरकूल्ड रिसीवर लगाते हैं जो तरंग के आगे और पीछे की पल्स को एक सिग्नल के रूप में इकट्ठा करता है जो इसे कंप्यूटर को भेज सकता है।

फ़ीड का समर्थन करता है

हम या तो डिश के ऊपर फोकस पर एक फीड हॉर्न और रिसीवर लटका सकते हैं, या फोकस तरंगों को डिश के केंद्र में रीडायरेक्ट करने के लिए एक दर्पण स्थापित कर सकते हैं जहां हम कई रिसीवर सेट कर सकते हैं।

यदि हम रिसीवर को डिश के ऊपर फोकस पर रखते हैं, तो पता लगाया गया सिग्नल केबल द्वारा फीड सपोर्ट स्ट्रक्चर के साथ जमीन के पास एक बिंदु तक जाता है जहां इसे रिकॉर्ड किया जा सकता है और इसका विश्लेषण किया जा सकता है। ये प्राइम फोकस फीड फीड हॉर्न के वजन और आकार द्वारा सीमित हैं जो वहां सुरक्षित रूप से फिट होंगे और मानव रखरखाव के लिए उन तक पहुंचना कितना मुश्किल हो सकता है।

अधिक बार, विशाल डिश के संग्रह शक्ति का अधिकतम लाभ उठाने के लिए, हम एक माध्यमिक दर्पण का उपयोग करते हैं जिसे प्राइम फोकस (या उसके पास) पर एक सबरिफ्लेक्टर कहा जाता है ताकि फोकस्ड तरंगों को एक अधिक सुविधाजनक स्थान पर प्रतिबिंबित किया जा सके — थाली। डिश के केंद्र में अलग-अलग फ़ीड हॉर्न को लक्षित करने के लिए या वायु गुणवत्ता की स्थिति के बारे में डेटा एकत्र करने के लिए आकाश के एक चमकदार दृश्य को पकड़ने के लिए कई सबरेफ्लेक्टर को झुकाया जा सकता है।

डिश सतह

यदि हम जिन रेडियो तरंगों का अध्ययन कर रहे हैं, उनकी लंबाई बहुत कम है, जैसे कि ALMA द्वारा एकत्रित मिलीमीटर तरंगें, तो टेलीस्कोप की डिश सतह की पूर्णता महत्वपूर्ण है। परवलय में कोई भी ताना, टक्कर या डिंग इन छोटी तरंगों को फोकस से दूर बिखेर देगा, और हम जानकारी खो देंगे।

हमें चरम वातावरण पर भी विचार करना होगा जहां रेडियो टेलीस्कोप संचालित हो सकते हैं। हवा और तापमान के अंतर एक बड़े रेडियो टेलीस्कोप के परवलय को विकृत कर सकते हैं और गुरुत्वाकर्षण का खिंचाव भारी एंटीना को प्रभावित करता है क्योंकि यह आकाश के विभिन्न हिस्सों में झुक जाता है। इसलिए, इन लगातार बदलती परिस्थितियों में अपने सही आकार को बेहतर ढंग से नियंत्रित करने के लिए ALMA के व्यंजनों को छोटा रखा जाता है।

यदि देखी जा रही रेडियो तरंग दैर्ध्य का आकार बहुत लंबा है, जैसे कि सेंटीमीटर तरंगें वीएलए और वीएलबीए द्वारा उठाई जाती हैं, तो डिश के आकार की पूर्णता रेडियो आकाश की उत्कृष्ट टिप्पणियों को बनाए रखने के लिए उतनी महत्वपूर्ण नहीं है। उन व्यंजनों को कठोर और सख्त बनाया जाता है और विभिन्न परिस्थितियों में चलने और काम करने की कठोरता का सामना करते हैं।

टेलीस्कोप माउंट

कुछ रेडियो दूरबीनों के व्यंजन एक शाफ्ट के चारों ओर घूमते हैं जिसका उद्देश्य उत्तरी ध्रुव तारा है। ये भूमध्यरेखीय माउंट दूरबीन को आकाश में एक स्थिति का पालन करने की अनुमति देते हैं क्योंकि पृथ्वी घूमती है, बस पृथ्वी के घूर्णन की धुरी की नकल करके और इसके विपरीत चलती है। लेकिन बड़े भूमध्यरेखीय रूप से लगे रेडियो टेलीस्कोप का निर्माण करना मुश्किल है, क्योंकि उन्हें कई अजीब कोणों पर संतुलन के लिए लाखों पाउंड के टेलीस्कोप की आवश्यकता होती है। ग्रीन बैंक में अब तक का सबसे बड़ा निर्मित हमारा 140-फुट (43-मीटर) डिश टेलीस्कोप है।

अधिकांश आधुनिक रेडियो दूरबीनों में, एक डिजिटल कंप्यूटर दूरबीन को सरल झुकाव पर चलाता है और कुल्हाड़ियों को घुमाता है। इस तरह हम पूरे आकाश में 17 मिलियन पाउंड GBT को पूरी तरह से संचालित कर सकते हैं।

डाटा प्रासेसिंग

प्रारंभिक रेडियो दूरबीनों में, हमें अंतरिक्ष में गैस के सिग्नल अणुओं को देखने के लिए एकल, विशिष्ट आवृत्तियों में ट्यून करना पड़ता था। आधुनिक रेडियो टेलीस्कोप एक साथ बड़ी संख्या में आवृत्तियों का निरीक्षण करते हैं, जिसमें कंप्यूटर आवृत्ति बैंड को कई हजार अलग-अलग चैनलों में विभाजित करते हैं जो दसियों से सैकड़ों मेगाहर्ट्ज़ तक हो सकते हैं। इस नवाचार ने रेडियो टेलीस्कोप को ब्लैक एंड व्हाइट कैमरों के समकक्ष से पूर्ण रंग में बदल दिया है।

कम से कम संकेतों का पता लगाने के लिए, टेलिस्कोप अपने रेडियो स्रोत को घंटों तक घूरता रहता है, ठीक वैसे ही जैसे कैमरे का शटर खुला रखता है। हमारा कंप्यूटर सॉफ्टवेयर खगोलीय घटनाओं से संकेतों को बढ़ाने के लिए बार-बार तरंगों को एक साथ जोड़ता रहता है, और रिसीवर और पृथ्वी के वायुमंडल से आने वाले यादृच्छिक शोर संकेतों को समय के साथ औसत होने देता है।

हम Arrays का उपयोग क्यों करते हैं

मध्य न्यू मैक्सिको में वेरी लार्ज एरे के ऊपर दक्षिण की ओर उड़ना सैन अगस्टिन के मैदानों की समतलता को दर्शाता है जहाँ सरणी बैठी है। ७,००० फीट से अधिक ऊंचाई पर, यह प्राचीन झील के किनारे ४० मील डबल-ट्रैक रेल बिछाने के लिए आवश्यक स्थान प्रदान करता है जो हमें इसकी उच्चतम रिज़ॉल्यूशन क्षमता प्रदान करने के लिए वीएलए के वाई-आकार का विस्तार करने के लिए आवश्यक है।

आकाश में बारीक विवरण को भेद करने के लिए एक रेडियो दूरबीन की क्षमता, जिसे कोणीय संकल्प कहा जाता है, एंटीना के आकार से विभाजित प्रेक्षणों की तरंग दैर्ध्य पर निर्भर करता है। दूसरे शब्दों में, आकाश के विस्तृत दृश्य प्राप्त करने के लिए, उस साधारण समीकरण के परिणाम को बहुत कम संख्या की आवश्यकता होती है।

रेडियो टेलिस्कोप लंबी तरंग दैर्ध्य का निरीक्षण करते हैं, इसलिए जब हम अपने सबसे छोटे रेडियो तरंगदैर्ध्य को अपने सबसे बड़े एंटेना से विभाजित करते हैं, तब भी हमारे पास केवल एक कोणीय संकल्प होता है जो आपकी सहायता रहित आंख के समान आकाश को देख रहा होता है। ऑप्टिकल टेलीस्कोप की तुलना में उनके रिज़ॉल्यूशन की तुलना करने के लिए, एक रेडियो टेलीस्कोप के एंटीना का आकार बहुत बड़ा होना चाहिए।

सबसे बड़ा चलने वाला रेडियो डिश ग्रीन बैंक टेलीस्कोप है, जो 100 मीटर चौड़ा और पूरी तरह से चलाने योग्य है। और यह एक चलती रेडियो डिश को सुरक्षित और सटीक रूप से नियंत्रित करने के लिए अधिकतम आकार के बारे में है। दुनिया का सबसे भव्य रेडियो डिश, अरेसीबो, प्यूर्टो रिको में 1000 फुट का कटोरा हिल नहीं सकता है, लेकिन यह अपने रिसीवर को स्थानांतरित करके आकाश पर इंगित कर सकता है। द्वीप के करास्ट इलाके में एक बड़े सिंकहोल के अंदर पकवान का समर्थन किया जाता है।

गणित ने आखिरकार पहेली को तोड़ दिया: एक बड़े क्षेत्र में फैले एंटेना के एक समूह के विचारों को एक साथ एक विशाल दूरबीन के रूप में संचालित करने के लिए संयोजित करें। इस नवाचार ने भौतिकी में नोबेल पुरस्कार जीता।

यहां बताया गया है कि यह कैसे काम करता है: दो रेडियो टेलीस्कोप एक ही रेडियो स्रोत का निरीक्षण करते हैं। दूरबीन जमीन पर एक ज्ञात दूरी है। इसलिए स्रोत से आने वाली रेडियो तरंगें एक दूरबीन पर दूसरे की तुलना में थोड़े अलग समय पर पहुंचेंगी। हम लहरों के दिखने के तरीके में थोड़ा अंतर देखते हैं, जिसमें एक दूसरे से थोड़ा पीछे आती है। अंतर लहर के चरण में समय की देरी है।

अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर ऐरे अपने 66 निकट-दर्पण परावर्तक व्यंजनों को सुपरकंप्यूटर से जोड़ता है।

जब हम दो ऑफसेट तरंगों को जोड़ते हैं, तो वे अपने चरण बदलाव के कारण पूरी तरह से ओवरलैप नहीं होंगे, जिसे हम हस्तक्षेप फ्रिंज कहते हैं। जैसे-जैसे पृथ्वी मुड़ती है और दूरबीन अपने स्रोत की सेटिंग को देखते रहने के लिए झुकती हैं, उनके अवलोकन के कोण बदल जाते हैं। दूरबीनों की यह ट्रैकिंग गति, स्रोत से प्रत्येक दूरबीन तक रेडियो प्रकाश की यात्रा की दूरी को उसी तरह बदल देती है, जिस तरह सूर्य के कम होने पर छाया लंबी होती है। यह प्रत्येक दूरबीन तक पहुंचने वाली तरंगों के बीच विभिन्न चरण विलंब का अनुवाद करता है। हम जितना अधिक समय तक निरीक्षण करते हैं, उतनी ही अधिक विविधताएँ हमें प्राप्त होती हैं। हमें जितनी अधिक विविधताएँ मिलती हैं, हम जिस वस्तु का अवलोकन कर रहे हैं, उस पर हमारे पास उतने ही अधिक दृष्टिकोण हैं। और जितना दूर हम दूरबीनों को अलग करते हैं, आकाश का उनका दूरबीन दृश्य उतना ही तेज होता जाता है।

वीएलए और एएलएमए जैसे सरणियों में, एक केंद्रीय स्थानीय थरथरानवाला नामक एक उपकरण प्रत्येक एंटीना को फाइबर-ऑप्टिक केबल के नीचे एक सामान्य, कम आवृत्ति समय संदर्भ संकेत भेजता है, जो ऑर्केस्ट्रा के लिए एक प्रबंधनीय गति रखने वाले कंडक्टर की तरह व्यवहार करता है। प्रत्येक एंटीना द्वारा प्राप्त डेटा को स्थानीय थरथरानवाला संकेत के साथ मिलाया जाता है और फिर फाइबर के नीचे वापस मुख्य कंप्यूटर तक जाता है, जिसे सहसंयोजक के रूप में जाना जाता है। कम आवृत्ति संकेत सहसंयोजक को प्रत्येक दूरबीन से डेटा को उस दर पर संसाधित और संयोजित करने की अनुमति देता है जिसे कंप्यूटर संभाल सकता है। हालांकि, डेटा को संभालने के लिए टेलीस्कोप सरणियों को अभी भी दुनिया में कुछ सबसे उन्नत कंप्यूटिंग तकनीक की आवश्यकता है।

सहसंबंधक विभिन्न एंटेना से आने वाले डेटा को एक दूसरे के एक सेकंड के कुछ मिलियनवें हिस्से के भीतर सिंक्रनाइज़ करता है। यह ऐरे में प्रत्येक ऐन्टेना को हर दूसरे ऐन्टेना से जोड़ता है, एक ही वस्तु पर सैकड़ों अद्वितीय दृष्टिकोण बनाता है। हर मिनट के अवलोकन के लिए, दृष्टिकोण बदल जाता है। इस निरंतर और जटिल डेटा स्ट्रीम के साथ बने रहने के लिए, हमारे सहसंयोजक दुनिया के सबसे तेज़ सुपर कंप्यूटरों में से हैं, जो अपनी गणना फ़ेमटोसेकंड गति से करते हैं - प्रति सेकंड 16 क्वाड्रिलियन ऑपरेशन तक।

रेडियो खगोलविदों और सॉफ्टवेयर इंजीनियरों द्वारा डिजाइन किया गया विशेष सॉफ्टवेयर तब आकाश में रेडियो वस्तुओं के नक्शे बनाने के लिए डेटा को इकट्ठा करता है।

बहुत लंबी बेसलाइन इंटरफेरोमेट्री (वीएलबीआई)

यहां देखे गए लॉन्ग वेवलेंथ एरे जैसे रेडियो टेलीस्कोप को अंतरिक्ष से रेडियो तरंगों का पता लगाने के लिए सटीक डिश सतहों की आवश्यकता नहीं होती है। ये द्विध्रुव एंटेना का क्रॉस-आकृति में उपयोग करते हैं।

जितना दूर हम अपने रेडियो एंटेना को अलग करते हैं, उतनी ही बड़ी दूरबीन वे नकल करते हैं। वे जो चरण बदलाव देखते हैं, वे और भी बड़े होते हैं, जिसका अर्थ है कि उनका संकरा ओवरलैप आकाश का एक बेहतर विवरण है। सटीकता के इस स्तर के साथ, बहुत दूर तक फैले रेडियो टेलीस्कोप पृथ्वी से दूरियों सहित अंतरिक्ष में रेडियो वस्तुओं के सटीक स्थानों को इंगित कर सकते हैं। हम इस प्रणाली को कहते हैं वीएरी लीओंग एसिलीन मैंइंटरफेरोमेट्री, या वीएलबीआई संक्षेप में। द वेरी लॉन्ग बेसलाइन एरे (वीएलबीए) पूर्णकालिक अनुसंधान के लिए समर्पित दुनिया की सबसे बड़ी वीएलबीआई प्रणाली है।

हालांकि, इन व्यापक रूप से अलग-अलग दूरबीनों को केंद्रीय कंडक्टर के साथ समय पर रखना चुनौतीपूर्ण है, क्योंकि उन्हें फाइबर ऑप्टिक केबलिंग के माध्यम से जोड़ना बहुत महंगा है। वेरी हाई फ़्रीक्वेंसी (VHF) या अल्ट्रा हाई फ़्रिक्वेंसी (UHF) रेडियो लिंक का उपयोग किया जा सकता है, सिग्नल को बूस्ट रखने के लिए हमें कई रिपीटर स्टेशनों की आवश्यकता होगी। यह कुछ सौ किलोमीटर से अधिक की दूरी के लिए अव्यावहारिक है।

इसके बजाय, प्रत्येक दूरबीन पर परमाणु घड़ियाँ अपने डेटा ड्राइव पर समय की मुहर लगाती हैं। एक हाइड्रोजन मेजर आवृत्ति मानक एक सेकंड के कुछ अरबवें हिस्से की समय सटीकता और एक अरब अरब में एक हिस्से की आवृत्ति स्थिरता देता है।

हार्ड ड्राइव इन स्टैम्प्ड डेटा को सहेजते हैं, और स्टेशन प्रबंधक उन ड्राइव को एक सहसंबंधक पर तकनीशियनों को वापस भेज देते हैं। वीएलबीए के मामले में, यह हब सोकोरो, न्यू मैक्सिको में है, और सहसंबंधक डेटा ड्राइव की सामग्री को एक ही अवलोकन में डिजिटल रूप से संयोजित करने के लिए ऑफ-द-शेल्फ घटकों का उपयोग करता है। अवलोकन वैज्ञानिक को भेजा जाता है, और पूरी प्रक्रिया में कुछ हफ़्ते से भी कम समय लगता है।


खगोल विज्ञान परीक्षण 2

2 प्रभाव: चंद्रमा का गुरुत्वाकर्षण हमेशा उभार पर वापस खींचता है जो पृथ्वी के घूमने को धीमा कर देता है और उभारों का गुरुत्वाकर्षण चंद्रमा को अपनी कक्षा में थोड़ा आगे खींचता है, जिससे कक्षीय ऊर्जा जुड़ती है जिससे चंद्रमा पृथ्वी से आगे बढ़ता है

स्पेक्ट्रोस्कोपी: खगोलविद स्पेक्ट्रा प्राप्त करते हैं और उनका अध्ययन करते हैं। प्रकाश के विभिन्न रंगों को स्पेक्ट्रा में अलग करने के लिए एक स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करके किया जाता है, जो हमें किसी वस्तु की रासायनिक संरचना, उसका तापमान और उसकी गति बता सकता है।

टिमटिमाना और वायुमंडलीय अशांति वह है जिसे हम कहते हैं जब वायु धाराएं लगातार चलती रहती हैं और वातावरण के प्रकाश-झुकने वाले गुणों को लगातार बदलती रहती हैं। अंत में, यह तथ्य है कि प्रकाश के अधिकांश रूप हमारे वायुमंडल में बिल्कुल भी प्रवेश नहीं कर सकते हैं और इसलिए इसे कभी भी जमीन पर नहीं बनाते हैं।

रेडियो टेलीस्कोप को स्वयं तरंगों को डीकोड करने के लिए कोणीय संकल्प की आवश्यकता नहीं होती है। सभी रेडियो तरंगों को जमीन से देखा जा सकता है और उन्हें अंतरिक्ष में रखने की आवश्यकता नहीं है। सबसे बड़ा रेडियो टेलीस्कोप प्यूर्टो रिको में अरेसीबो डिश है।

इन्फ्रारेड टेलीस्कोप इन्फ्रारेड तरंग दैर्ध्य को देखता है जो दृश्य प्रकाश स्पेक्ट्रम के काफी करीब हैं जो काफी समान व्यवहार करते हैं। आज सबसे बड़ा नासा का स्पिट्जर स्पेस टेलीस्कोप है जो अब पृथ्वी की गर्मी की किरणों से बचने के लिए अंतरिक्ष में है।

पराबैंगनी टेलीस्कोप समान व्यवहार करने के लिए इन्फ्रारेड और दृश्य तरंग दैर्ध्य दोनों के समान है। हालांकि, वातावरण अधिकांश पराबैंगनी प्रकाश को अवशोषित करता है इसलिए उन्हें अंतरिक्ष में तैनात करना पड़ता है। एक प्रमुख अल्ट्रावाइलेट टेलीस्कोप गैलेक्सी इवोल्यूशन एक्सप्लोरर है।

खगोलविदों के लिए एक्स-रे टेलीस्कोप का उपयोग करना बहुत मुश्किल है क्योंकि वे दर्पण सहित अधिकांश सामग्रियों में प्रवेश करते हैं। इसलिए, उन्हें जानकारी प्राप्त करने के लिए अलग-अलग तरीके अपनाने पड़ते हैं। एक प्रमुख दूरबीन नासा की चंद्रा एक्स-रे वेधशाला है।


बहु तरंगदैर्ध्य खगोल विज्ञान Astro

आकाश जैसा कि विभिन्न तरंग दैर्ध्य में देखा जाता है। ऊपर से: रेडियो, इन्फ्रारेड, ऑप्टिकल, एक्स-रे, और गामा-रे। (बड़े संस्करण के लिए छवि पर क्लिक करें। क्रेडिट: रेडियो: हसलम एट अल। 1982 इन्फ्रारेड: नासा ऑप्टिकल: ईएसओ / एस। ब्रूनियर एक्स-रे: मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर एक्स्ट्राटेरेस्ट्रियल फिजिक्स एंड एसएल स्नोडेन गामा-रे: नासा / डीओई / फर्मी लैट सहयोग)

रात का आकाश हमेशा लोगों के लिए आश्चर्य और रहस्य का स्रोत रहा है। हालाँकि, यह पिछले कुछ दशकों में ही हुआ है कि हमने वास्तव में ब्रह्मांड को उसकी सारी महिमा में 'देखना' शुरू कर दिया है। ऐसा इसलिए है क्योंकि हम हाल ही में पूरे विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम पर ब्रह्मांड को देखने में सक्षम हैं। हमारे ब्रह्मांड में ऐसी वस्तुएं हैं जो तरंग दैर्ध्य के साथ विकिरण की एक विशाल श्रृंखला उत्पन्न करती हैं या तो बहुत कम या हमारी आंखों के देखने के लिए बहुत लंबी हैं।

विद्युतचुंबकीय (EM) स्पेक्ट्रम के सभी भागों की जांच करने वाले उपकरण हमारे लिए केवल २०वीं शताब्दी में उपलब्ध हैं, क्योंकि रॉकेट युग में उपकरणों को अवरक्त, पराबैंगनी, एक्स-रे और गामा-रे तरंग दैर्ध्य के प्रति संवेदनशील बनाने के लिए आवश्यक था। पृथ्वी। अंतरिक्ष से एक दृश्य प्राप्त करने के लिए हमें रॉकेट युग तक इंतजार करना पड़ा, जो अत्यंत महत्वपूर्ण है, क्योंकि इन तरंग दैर्ध्य में विकिरण पृथ्वी के वायुमंडल द्वारा अवशोषित किया जाता है)।

कुछ खगोलीय पिंड ज्यादातर अवरक्त विकिरण उत्सर्जित करते हैं, अन्य ज्यादातर दृश्यमान प्रकाश, और अभी भी अन्य ज्यादातर पराबैंगनी विकिरण। खगोलीय पिंडों द्वारा उत्सर्जित विद्युत चुम्बकीय विकिरण का प्रकार क्या निर्धारित करता है? सरल उत्तर है तापमान.

एक ठोस में अणु और परमाणु होते हैं जो निरंतर कंपन में होते हैं। एक गैस के अंदर अणु होते हैं जो उच्च दरों पर स्वतंत्र रूप से उड़ रहे हैं, लगातार एक-दूसरे और आसपास के पदार्थ से टकराते रहते हैं। अणुओं या परमाणुओं की गति की ऊर्जा कहलाती है तपिश. ठोस या गैस जितनी गर्म होती है, अणुओं या परमाणुओं की गति उतनी ही तेज होती है। और तापमान उन कणों की औसत ऊर्जा का एक माप मात्र है।

तापमान और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के बीच क्या संबंध है? और हम किन वस्तुओं को विभिन्न तापमानों पर या विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम के विभिन्न क्षेत्रों में देखते हैं? देखने के लिए नीचे दिए गए चार्ट को देखें।


इसका क्या मतलब है जब कोई कहता है कि ब्रह्मांडीय पृष्ठभूमि विकिरण का तापमान 3K है?

आंतरिक ऊर्जा वाली कोई भी वस्तु (निरपेक्ष शून्य से ऊपर का तापमान, या 0 K) उस ऊर्जा को विद्युत चुम्बकीय तरंगों (प्रकाश) के रूप में विकीर्ण करती है। उस विकिरण में तरंग दैर्ध्य का सैद्धांतिक वितरण 'ब्लैक बॉडी' विकिरण का प्रतिनिधित्व करता है, और गणितीय रूप से प्लैंक के नियम नामक समीकरण द्वारा वर्णित किया जाता है। प्लॉटिंग इंटेंसिटी बनाम वेवलेंथ, परिणामी वक्र एक तरंग दैर्ध्य पर शिखर पर होता है जो तापमान पर निर्भर करता है - तापमान जितना अधिक होगा, इसकी चोटी की तरंग दैर्ध्य उतनी ही कम होगी। प्लैंक के समीकरण के उस परिणाम को वियन के नियम के रूप में भी जाना जाता है। साथ ही, तापमान बढ़ने पर सभी तरंग दैर्ध्य में तीव्रता बढ़ जाती है।

आप इस व्यवहार को देख सकते हैं जैसे लोहे की छड़ को कमरे के तापमान से गर्म किया जाता है। सबसे पहले, सभी विकिरण अवरक्त क्षेत्र में होते हैं, जिसकी तरंगदैर्घ्य मनुष्यों के देखने के लिए बहुत लंबी होती है। जैसे-जैसे छड़ का तापमान बढ़ता है, यह लाल चमकता है क्योंकि उत्सर्जित तरंग दैर्ध्य दृश्य सीमा में कम हो जाते हैं। इसके बाद, आपको नारंगी, फिर पीला, फिर सफेद दिखाई देता है क्योंकि चोटी की तीव्रता छोटी और छोटी तरंग दैर्ध्य में जाती है। तरंग दैर्ध्य के स्पेक्ट्रम का विश्लेषण करके तापमान की गणना की जा सकती है। इस तकनीक से खगोलीय पिंडों का तापमान निर्धारित किया जा सकता है। ब्लैक होल के पास अत्यधिक तापमान, उदाहरण के लिए, बहुत कम एक्स-रे के क्षेत्र में चरम। हमारे सूर्य जैसे तारे मुख्य रूप से दृश्य क्षेत्र में उत्सर्जित होते हैं, और ग्रहों जैसी ठंडी वस्तुएं अदृश्य अवरक्त विकिरण का उत्सर्जन करती हैं।

बिग बैंग के अत्यधिक उच्च तापमान ने तीव्र, बहुत कम तरंग दैर्ध्य विकिरण जारी किया, लेकिन ब्रह्मांड के बाद के शीतलन ने उन तरंग दैर्ध्य को माइक्रोवेव क्षेत्र में स्थानांतरित कर दिया है। (इसे ब्रह्मांड के विस्तार के साथ-साथ तरंग दैर्ध्य के खिंचाव के रूप में भी समझा जा सकता है।) क्योंकि माइक्रोवेव में अदृश्य अवरक्त विकिरण की तुलना में तरंग दैर्ध्य अधिक होते हैं, वे रेडियो दूरबीन के साथ स्पेक्ट्रम के रेडियो क्षेत्र में देखे जाते हैं। बिग बैंग से बचा हुआ 'पृष्ठभूमि विकिरण' अब ब्रह्मांड में सभी दिशाओं से आता हुआ दिखाई दे रहा है। यदि आप विभिन्न तरंग दैर्ध्य के लिए इस विकिरण की तीव्रता को प्लॉट करते हैं, तो यह 2K और 3K के बीच के तापमान के लिए वक्र से मेल खाता है।
द्वारा उत्तर दिया गया: पॉल वालोर्स्की, बी.ए. भौतिकी, अंशकालिक भौतिकी प्रशिक्षक

संक्षिप्त उत्तर यह है कि प्रयोगवादी ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि फोटॉन की तरंग दैर्ध्य को मापते हैं (और जैसा कि आप नाम से अनुमान लगा सकते हैं कि उनके पास माइक्रोवेव तरंगदैर्ध्य है)। इसे संबंध के माध्यम से एक फोटॉन ऊर्जा में परिवर्तित किया जा सकता है:

और वहां से, आप बोल्ट्ज़मान स्थिरांक का उपयोग करके एक समान तापमान में परिवर्तित हो जाते हैं

तो जब एक ब्रह्मांड विज्ञानी एक फोटॉन के 'तापमान' के बारे में बात करता है तो वे मूल रूप से एक फोटॉन की समकक्ष ऊर्जा का वर्णन कर रहे हैं।

तापमान एक उपयोगी चर क्यों है, यह बताना महत्वपूर्ण है कि ब्रह्मांडीय पृष्ठभूमि के प्रत्येक फोटॉन का तापमान 2.7K नहीं होता है। वास्तव में, ऊर्जा (या तापमान) की एक पूरी श्रृंखला होती है। हालाँकि, यह रेंज ठीक वह स्पेक्ट्रम है जिसकी आप 2.7K के तापमान पर ऊर्जा विकिरण करने वाले ब्लैकबॉडी के लिए अपेक्षा करते हैं। यदि आप वियन विस्थापन कानून का उपयोग करते हैं

2.7K के तापमान पर एक ब्लैकबॉडी के लिए स्पेक्ट्रम में शिखर को खोजने के लिए आप पाते हैं कि चोटी की तरंग दैर्ध्य है

और यह शिखर तरंगदैर्घ्य ठीक वही है जो प्रयोगवादी ब्रह्मांडीय पृष्ठभूमि विकिरण के फोटॉन स्पेक्ट्रम में देखते हैं।

तो यह इतना अधिक नहीं है कि सभी फोटॉन 2.7K के तापमान पर हैं, बल्कि ऐसा प्रतीत होता है जैसे कि वे एक एकल ब्लैकबॉडी द्वारा उत्सर्जित किए गए थे जो स्वयं 2.7K के तापमान पर था।
द्वारा उत्तर दिया गया: ब्रेंट नेल्सन, एम.ए., भौतिकी पीएच.डी. छात्र, यूसी बर्कले

'ज्ञान का संचार किया जा सकता है, लेकिन ज्ञान का नहीं। कोई इसे ढूंढ सकता है, इसे जी सकता है, इसके द्वारा दृढ़ किया जा सकता है, इसके माध्यम से चमत्कार कर सकता है, लेकिन कोई इसे संवाद और सिखा नहीं सकता।'


शब्दकोष

दखल अंदाजी: वह प्रक्रिया जिसमें तरंगें आपस में इस प्रकार मिश्रित होती हैं कि उनकी शिखाएँ और गर्त बारी-बारी से एक दूसरे को सुदृढ़ और रद्द कर सकें

व्यतिकरणमापी: उपकरण जो एक या एक से अधिक दूरबीनों से विद्युत चुम्बकीय विकिरण को जोड़ता है, जो एक एकल दूरबीन के साथ प्राप्त होने वाले के बराबर एक संकल्प प्राप्त करने के लिए आधार रेखा के बराबर व्यास के साथ अलग-अलग दूरबीन को अलग करता है

इंटरफेरोमीटर सरणी: कई रेडियो व्यंजनों का संयोजन, वास्तव में, बड़ी संख्या में दो-डिश इंटरफेरोमीटर की तरह काम करता है

रडार: किसी वस्तु को रेडियो तरंगों को प्रेषित करने की तकनीक और फिर उस विकिरण का पता लगाना जो वस्तु ट्रांसमीटर को वापस परावर्तित करती है, जिसका उपयोग लक्ष्य वस्तु की दूरी और गति को मापने के लिए या उसकी छवियों को बनाने के लिए किया जाता है।


ऐरे टेलीस्कोप क्या है?

इसका पूरा जवाब यहां है। फिर, टेलीस्कोप सरणी कैसे काम करती है?

दूरबीन सरणी है एक समूह दूरबीन व्यवस्थित किया ताकि, एक सेट के रूप में, वे एक विशाल के समान कार्य करें दूरबीन. यह खगोलविदों को उच्च गुणवत्ता की जानकारी इकट्ठा करने की अनुमति देता है, उच्च रिज़ॉल्यूशन डेटा को बेहोश संकेतों के प्रति बड़ी संवेदनशीलता के साथ उत्पन्न करता है।

इसके बाद, सवाल यह है कि वीएलए का उद्देश्य क्या है? वीएलए एक बहु हैउद्देश्य रेडियो आकाशगंगा, क्वासर, पल्सर, सुपरनोवा अवशेष, गामा-किरण विस्फोट, रेडियो-उत्सर्जक तारे, सूर्य और ग्रह, खगोल भौतिकी मेसर, ब्लैक होल और हाइड्रोजन गैस सहित कई खगोलीय पिंडों की जांच की अनुमति देने के लिए डिज़ाइन किया गया उपकरण। का हिस्सा

इसे ध्यान में रखते हुए, एक सरणी में स्थापित दूरबीनों का उपयोग करने का क्या फायदा है?

सबसे बड़ा लाभ यह है कि वे दिन और रात और लगभग किसी भी प्रकार के मौसम में काम कर सकते हैं। सरणियों भी बनाया जाना चाहिए यूपी कई से दर्जनों बड़े और सटीक एंटीना लेने के लिए यूपी तरंग दैर्ध्य क्योंकि वे बहुत कम ऊर्जा वाले हैं।


रेडियो टेलीस्कोप के 6 फायदे और नुकसान

रेडियो उत्सर्जन का पता लगाने के लिए एक रेडियो टेलीस्कोप का उपयोग किया जाता है। ये उत्सर्जन कृत्रिम उपग्रहों या आकाश में प्राकृतिक वस्तुओं से आ सकता है। वे उत्सर्जन को ध्यान में लाते हैं, फिर इसे बढ़ाते हैं, जिससे अन्य उपकरणों को विश्लेषण करने की अनुमति मिलती है कि क्या प्राप्त हुआ है।

विचार करने के लिए रेडियो टेलीस्कोप के पेशेवरों और विपक्षों के बारे में यहां बताया गया है।

रेडियो टेलीस्कोप के पेशेवरों की सूची

1. वे हमारे शोध विकल्पों का विस्तार करते हैं।
अन्य दूरबीनों के विपरीत, रेडियो टेलीस्कोप आकाशीय धूल या मलबे से अवरुद्ध नहीं होते हैं। वे इन सामग्रियों के माध्यम से परावर्तित या अवशोषित किए बिना जा सकते हैं। यह शोधकर्ताओं को "देखने" की अनुमति देता है कि धूल के बादल, गैस की विशालकाय या इसी तरह की वस्तु के भीतर क्या हो रहा है।

2. हम अपने ब्रह्मांड के बारे में और अधिक शोध कर सकते हैं।
हमारा ब्रह्मांड मुख्य रूप से हाइड्रोजन से बना है। अंतरिक्ष की विशालता में, ठंडे तापमान के कारण दृश्यमान स्पेक्ट्रम के भीतर हाइड्रोजन का उत्सर्जन असंभव हो जाता है। हालाँकि, यह रेडियो स्पेक्ट्रम में उत्सर्जन करता है। रेडियो टेलीस्कोप हमें ब्रह्मांड के बारे में अधिक जानने के लिए इन उत्सर्जन की जांच करने की अनुमति देते हैं।

3. वे लगातार काम कर सकते हैं।
रेडियो टेलीस्कोप लगभग किसी भी स्थिति में काम कर सकते हैं। वे दिन के उजाले में या रात में काम करते हैं। वे वस्तुतः किसी भी प्रकार के मौसम में काम कर सकते हैं। इसका मतलब है कि अनुसंधान को सिर्फ इसलिए नहीं रोकना है क्योंकि पृथ्वी घूम गई है या तूफान आ गया है।

रेडियो टेलीस्कोप के विपक्ष की सूची

1. नए रेडियो दूरबीनों के निर्माण के लिए सीमित क्षेत्र हैं।
हमारे संचार के कई रूप रेडियो तरंगों पर आधारित हैं। टेलीविजन, फोन, रेडियो स्टेशन और उपग्रह सभी रेडियो स्पेक्ट्रम के माध्यम से सूचना भेजते हैं। इसका मतलब है कि एक ऐसे क्षेत्र में एक रेडियो टेलीस्कोप बनाया जाना चाहिए जहां व्यावहारिक रूप से कोई मानव जनसंख्या केंद्र प्रयोग करने योग्य न हो। अधिकांश रेडियो टेलिस्कोप रेगिस्तान में बने होते हैं।

2. उनके पास एक जटिल निर्माण है।
रेडियो टेलिस्कोप वास्तव में एकल टेलीस्कोप विकल्प के बजाय कई दर्जन बड़े, सटीक एंटेना से बने होते हैं। यह आवश्यक है क्योंकि वे जिन रेडियो संकेतों का पता लगाते हैं उनमें ऊर्जा बहुत कम होती है। इसका मतलब है कि एक सरणी परिचालन के लिए बहुत अधिक भूमि स्थान की मांग कर सकती है।

3. मुख्य व्यंजन को स्टीयर नहीं किया जा सकता है।
रिसेप्शन के बिंदु को स्थानांतरित करने के लिए, डिश के बजाय रिसीवर को स्थानांतरित किया जाना चाहिए। इसके लिए एक गोलाकार डिजाइन के लिए एक रेडियो टेलीस्कोप की आवश्यकता होती है।

ये रेडियो टेलीस्कोप के फायदे और नुकसान हमें दिखाते हैं कि इस तकनीक ने हमें अपने ब्रह्मांड का पता लगाने में मदद की है। हालाँकि, लाभ बिना किसी लागत के नहीं आते हैं, लेकिन अधिकांश परिस्थितियों में इन्हें आसानी से प्रबंधित किया जा सकता है।


रेडियो टेलीस्कोप, लेकिन कम तरंग दैर्ध्य नहीं, इस बिग डेटा समस्या क्यों है? - खगोल विज्ञान

हम आकाशगंगा की डिस्क के माध्यम से नहीं देख सकते हैं, तो हम कैसे बता सकते हैं कि इसके दूसरी तरफ कोई करीबी आकाशगंगा नहीं है?

आप अच्छा सवाल पूछते हैं! वास्तव में, स्थानीय समूह में सबसे हाल ही में खोजी गई आकाशगंगा धनु बौना है ( ध्यान दें: एक अद्यतन के लिए अंत तक स्क्रॉल करें!) 1990 के दशक के अंत में, एक छोटी आकाशगंगा जो आकाशगंगा के बहुत करीब है लेकिन पृथ्वी पर हमारे सुविधाजनक बिंदु से इसके पीछे छिपी हुई है।

ऐसे कुछ तरीके हैं जिनसे खगोलविद मिल्की वे के ठीक पीछे एक छोटी आकाशगंगा की उपस्थिति का अनुमान लगाते हैं, और वे सभी आपके द्वारा बताए गए कारण के लिए ऑप्टिकल की तुलना में अन्य तरंग दैर्ध्य को देखना शामिल करते हैं: दृश्य प्रकाश दूसरे से हमारे पास नहीं आता है आकाशगंगा के किनारे क्योंकि यह डिस्क में धूल से अवशोषित हो जाता है। हालाँकि, यह उतनी बड़ी समस्या नहीं है यदि आप लंबी तरंग दैर्ध्य पर प्रकाश को देखते हैं जिसे हमारी आँखें नहीं देख सकती हैं लेकिन जिसे हम विशेष रूप से डिज़ाइन किए गए दूरबीनों से पता लगा सकते हैं। वास्तव में, प्रकाश की तरंगदैर्घ्य जितनी लंबी होगी, आप मिल्की वे में धूल से उतने ही कम बाधित होंगे, और रेडियो तरंगदैर्घ्य पर आकाशगंगा से बिल्कुल भी अस्पष्टता नहीं होगी! तो आकाशगंगा की डिस्क के दूसरी तरफ आकाशगंगाओं का पता लगाने के लिए, पहला कदम गैस का पता लगाने के लिए एक रेडियो टेलीस्कोप का उपयोग करना है जिसकी गति आकाशगंगा से अलग है। यह काम नहीं करता है अगर आकाशगंगा आकाशगंगा के बहुत करीब है, हालांकि, क्योंकि तब इसकी गति हमारी आकाशगंगा में गैस की गति के साथ मिश्रित हो जाती है, और उन्हें अलग बताना मुश्किल हो जाता है (इसीलिए किसी ने भी नहीं देखा पहले रेडियो टेलीस्कोप के साथ धनु बौना)। एक अन्य दृष्टिकोण इन्फ्रारेड में छोटी आकाशगंगा के सितारों का प्रयास करना और उनका पता लगाना है (हमारी आंखों की तुलना में लंबी तरंगदैर्ध्य लेकिन रेडियो तरंगों से कम)। चिंता करने के लिए इन तरंग दैर्ध्य पर धूल का कुछ अस्पष्टता है, लेकिन एक संवेदनशील दूरबीन के साथ यह अभी भी एक और पास की आकाशगंगा में सितारों को ढूंढना संभव हो सकता है जो हमारी खुद की डिस्क के पीछे स्थित है।

आकाशगंगा के ठीक पीछे दुबके हुए धनु बौने की तुलना में अभी भी छोटी और करीब आकाशगंगाएँ हो सकती हैं, जिन्हें हमने अभी तक नहीं देखा है। उनका पता लगाना भविष्य, अति-संवेदनशील रेडियो और अवरक्त दूरबीनों के लिए एक चुनौती है!

अपडेट करें: 4 नवंबर, 2003 को एक प्रेस विज्ञप्ति में, खगोलविदों ने घोषणा की कि उन्हें मिल्की वे की डिस्क के पीछे एक नई आकाशगंगा छिपी हुई है, जो सैगिटेरियस ड्वार्फ: कैनिस मेजर से भी करीब है। हम वास्तव में अभी भी अपने निकटतम बहिर्मुखी पड़ोसियों को ढूंढ रहे हैं!

यह पृष्ठ अंतिम बार 28 जून 2015 को अपडेट किया गया था।

लेखक के बारे में

क्रिस्टीन स्पेककेन्स

क्रिस्टीन आकाशगंगाओं की गतिशीलता का अध्ययन करती है और वे हमें ब्रह्मांड में डार्क मैटर के बारे में क्या सिखा सकती हैं। उन्होंने अगस्त 2005 में कॉर्नेल से पीएच.डी प्राप्त की, 2005-2008 तक रटगर्स विश्वविद्यालय में जांस्की पोस्ट-डॉक्टरेट फेलो थीं, और अब कनाडा के रॉयल मिलिट्री कॉलेज और क्वीन्स यूनिवर्सिटी में एक संकाय सदस्य हैं।


६.४ रेडियो टेलीस्कोप

दृश्यमान और अवरक्त विकिरण के अलावा, पृथ्वी की सतह से खगोलीय पिंडों से रेडियो तरंगों का भी पता लगाया जा सकता है। 1930 के दशक की शुरुआत में, बेल टेलीफोन लेबोरेटरीज के एक इंजीनियर, कार्ल जी. जांस्की, लंबी दूरी के रेडियो संचार के लिए एंटेना के साथ प्रयोग कर रहे थे, जब उन्हें एक अज्ञात स्रोत से आने वाले कुछ रहस्यमय स्थैतिक-रेडियो विकिरण का सामना करना पड़ा (चित्र 6.17)। उन्होंने पाया कि यह विकिरण प्रत्येक लगातार दिन में लगभग चार मिनट पहले सबसे मजबूत आया और सही ढंग से निष्कर्ष निकाला कि चूंकि पृथ्वी की नाक्षत्र घूर्णन अवधि (तारों के सापेक्ष घूमने में हमें कितना समय लगता है) सौर दिन से चार मिनट कम है, विकिरण को अवश्य ही आकाशीय क्षेत्र पर नियत किसी क्षेत्र से उत्पन्न हो। बाद की जांच से पता चला कि इस विकिरण का स्रोत मिल्की वे गैलेक्सी का हिस्सा था, जांस्की ने ब्रह्मांडीय रेडियो तरंगों के पहले स्रोत की खोज की थी।

In 1936, Grote Reber , who was an amateur astronomer interested in radio communications, used galvanized iron and wood to build the first antenna specifically designed to receive cosmic radio waves. Over the years, Reber built several such antennas and used them to carry out pioneering surveys of the sky for celestial radio sources he remained active in radio astronomy for more than 30 years. During the first decade, he worked practically alone because professional astronomers had not yet recognized the vast potential of radio astronomy.

Detection of Radio Energy from Space

It is important to understand that radio waves cannot be “heard”: they are not the sound waves you hear coming out of the radio receiver in your home or car. Like light, radio waves are a form of electromagnetic radiation, but unlike light, we cannot detect them with our senses—we must rely on electronic equipment to pick them up. In commercial radio broadcasting, we encode sound information (music or a newscaster’s voice) into radio waves. These must be decoded at the other end and then turned back into sound by speakers or headphones.

The radio waves we receive from space do not, of course, have music or other program information encoded in them. If cosmic radio signals were translated into sound, they would sound like the static you hear when scanning between stations. Nevertheless, there is information in the radio waves we receive—information that can tell us about the chemistry and physical conditions of the sources of the waves.

Just as vibrating charged particles can produce electromagnetic waves (see the Radiation and Spectra chapter), electromagnetic waves can make charged particles move back and forth. Radio waves can produce a current in conductors of electricity such as metals. An antenna is such a conductor: it intercepts radio waves, which create a feeble current in it. The current is then amplified in a radio receiver until it is strong enough to measure or record. Like your television or radio, receivers can be tuned to select a single frequency (channel). In astronomy, however, it is more common to use sophisticated data-processing techniques that allow thousands of separate frequency bands to be detected simultaneously. Thus, the astronomical radio receiver operates much like a spectrometer on a visible-light or infrared telescope, providing information about how much radiation we receive at each wavelength or frequency. After computer processing, the radio signals are recorded on magnetic disks for further analysis.

Radio waves are reflected by conducting surfaces, just as light is reflected from a shiny metallic surface, and according to the same laws of optics. A radio-reflecting telescope consists of a concave metal reflector (called a dish), analogous to a telescope mirror. The radio waves collected by the dish are reflected to a focus, where they can then be directed to a receiver and analyzed. Because humans are such visual creatures, radio astronomers often construct a pictorial representation of the radio sources they observe. Figure 6.18 shows such a radio image of a distant galaxy, where radio telescopes reveal vast jets and complicated regions of radio emissions that are completely invisible in photographs taken with light.

Radio astronomy is a young field compared with visible-light astronomy, but it has experienced tremendous growth in recent decades. The world’s largest radio reflectors that can be pointed to any direction in the sky have apertures of 100 meters. One of these has been built at the US National Radio Astronomy Observatory in West Virginia (Figure 6.19). Table 6.2 lists some of the major radio telescopes of the world.

Observatory Location विवरण Website
Individual Radio Dishes
Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST) Guizhou, China 500-m fixed dish fast.bao.ac.cn/en/
Arecibo Observatory Arecibo, Puerto Rico 305-m fixed dish www.naic.edu
Green Bank Telescope (GBT) Green Bank, WV 110 × 100-m steerable dish www.science.nrao.edu/facilities/gbt
Effelsberg 100-m Telescope Bonn, Germany 100-m steerable dish www.mpifr-bonn.mpg.de/en/effelsberg
Lovell Telescope Manchester, England 76-m steerable dish www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell
Canberra Deep Space Communication Complex (CDSCC) Tidbinbilla, Australia 70-m steerable dish www.cdscc.nasa.gov
Goldstone Deep Space Communications Complex (GDSCC) Barstow, CA 70-m steerable dish www.gdscc.nasa.gov
Parkes Observatory Parkes, Australia 64-m steerable dish www.parkes.atnf.csiro.au
Arrays of Radio Dishes
Square Kilometre Array (SKA) South Africa and Western Australia Thousands of dishes, km 2 collecting area, partial array in 2020 www.skatelescope.org
Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) Atacama desert, Northern Chile 66 7-m and 12-m dishes www.almaobservatory.org
Jansky Very Large Array (VLA) Socorro, New Mexico 27-element array of 25-m dishes (36-km baseline) www.science.nrao.edu/facilities/vla
Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) Westerbork, the Netherlands 12-element array of 25-m dishes (1.6-km baseline) www.astron.nl/radio-observatory/public/public-0
Very Long Baseline Array (VLBA) Ten US sites, HI to the Virgin Islands 10-element array of 25-m dishes (9000 km baseline) www.science.nrao.edu/facilities/vlba
Australia Telescope Compact Array (ATCA) Several sites in Australia 8-element array (seven 22-m dishes plus Parkes 64 m) www.narrabri.atnf.csiro.au
Multi-Element Radio Linked Interferometer Network (MERLIN) Cambridge, England, and other British sites Network of seven dishes (the largest is 32 m) www.e-merlin.ac.uk
Millimeter-wave Telescopes
IRAM Granada, Spain 30-m steerable mm-wave dish www.iram-institute.org
James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) Maunakea, HI 15-m steerable mm-wave dish www.eaobservatory.org/jcmt
Nobeyama Radio Observatory (NRO) Minamimaki, Japan 6-element array of 10-m wave dishes www.nro.nao.ac.jp/en
Hat Creek Radio Observatory (HCRO) Cassel, CA 6-element array of 5-m wave dishes www.sri.com/research-development/specialized-facilities/hat-creek-radio-observatory

Radio Interferometry

As we discussed earlier, a telescope’s ability to show us fine detail (its resolution) depends upon its aperture, but it also depends upon the wavelength of the radiation that the telescope is gathering. The longer the waves, the harder it is to resolve fine detail in the images or maps we make. Because radio waves have such long wavelengths, they present tremendous challenges for astronomers who need good resolution. In fact, even the largest radio dishes on Earth, operating alone, cannot make out as much detail as the typical small visible-light telescope used in a college astronomy lab. To overcome this difficulty, radio astronomers have learned to sharpen their images by linking two or more radio telescopes together electronically. Two or more telescopes linked together in this way are called an interferometer .

“Interferometer” may seem like a strange term because the telescopes in an interferometer work cooperatively they don’t “interfere” with each other. Interference , however, is a technical term for the way that multiple waves interact with each other when they arrive in our instruments, and this interaction allows us to coax more detail out of our observations. The resolution of an interferometer depends upon the separation of the telescopes, not upon their individual apertures. Two telescopes separated by 1 kilometer provide the same resolution as would a single dish 1 kilometer across (although they are not, of course, able to collect as much radiation as a radio-wave bucket that is 1 kilometer across).

To get even better resolution, astronomers combine a large number of radio dishes into an interferometer array . In effect, such an array works like a large number of two-dish interferometers, all observing the same part of the sky together. Computer processing of the results permits the reconstruction of a high-resolution radio image. The most extensive such instrument in the United States is the National Radio Astronomy Observatory’s Jansky Very Large Array (VLA) near Socorro, New Mexico. It consists of 27 movable radio telescopes (on railroad tracks), each having an aperture of 25 meters, spread over a total span of about 36 kilometers. By electronically combining the signals from all of its individual telescopes, this array permits the radio astronomer to make pictures of the sky at radio wavelengths comparable to those obtained with a visible-light telescope, with a resolution of about 1 arcsecond.

The Atacama Large Millimeter/submillimeter array (ALMA) in the Atacama Desert of Northern Chile (Figure 6.20), at an altitude of 16,400 feet, consists of 12 7-meter and 54 12-meter telescopes, and can achieve baselines up to 16 kilometers. Since it became operational in 2013, it has made observations at resolutions down to 6 milliarcseconds (0.006 arcseconds), a remarkable achievement for radio astronomy.

सीखने के लिए लिंक

Watch this documentary that explains the work that went into designing and building ALMA, discusses some of its first images, and explores its future.

Initially, the size of interferometer arrays was limited by the requirement that all of the dishes be physically wired together. The maximum dimensions of the array were thus only a few tens of kilometers. However, larger interferometer separations can be achieved if the telescopes do not require a physical connection. Astronomers, with the use of current technology and computing power, have learned to time the arrival of electromagnetic waves coming from space very precisely at each telescope and combine the data later. If the telescopes are as far apart as California and Australia, or as West Virginia and Crimea in Ukraine, the resulting resolution far surpasses that of visible-light telescopes.

The United States operates the Very Long Baseline Array (VLBA), made up of 10 individual telescopes stretching from the Virgin Islands to Hawaii (Figure 6.21). The VLBA, completed in 1993, can form astronomical images with a resolution of 0.0001 arcseconds, permitting features as small as 10 astronomical units (AU) to be distinguished at the center of our Galaxy.

Recent advances in technology have also made it possible to do interferometry at visible-light and infrared wavelengths. At the beginning of the twenty-first century, three observatories with multiple telescopes each began using their dishes as interferometers, combining their light to obtain a much greater resolution. In addition, a dedicated interferometric array was built on Mt. Wilson in California. Just as in radio arrays, these observations allow astronomers to make out more detail than a single telescope could provide.

Longest Baseline (m) Telescope Name Location Mirrors Status
400 CHARA Array (Center for High Angular Resolution Astronomy) Mount Wilson, CA Six 1-m telescopes Operational since 2004
200 Very Large Telescope Cerro Paranal, Chile Four 8.2-m telescopes Completed 2000
85 Keck I and II telescopes Maunakea, HI Two 10-m telescopes Operated from 2001 to 2012
22.8 Large Binocular Telescope Mount Graham, AZ Two 8.4-m telescopes First light 2004

Radar Astronomy

Radar is the technique of transmitting radio waves to an object in our solar system and then detecting the radio radiation that the object reflects back. The time required for the round trip can be measured electronically with great precision. Because we know the speed at which radio waves travel (the speed of light), we can determine the distance to the object or a particular feature on its surface (such as a mountain).

Radar observations have been used to determine the distances to planets and how fast things are moving in the solar system (using the Doppler effect, discussed in the Radiation and Spectra chapter). Radar waves have played important roles in navigating spacecraft throughout the solar system. In addition, as will be discussed in later chapters, radar observations have determined the rotation periods of Venus and Mercury, probed tiny Earth-approaching asteroids, and allowed us to investigate the mountains and valleys on the surfaces of Mercury, Venus, Mars, and the large moons of Jupiter.

Any radio dish can be used as a radar telescope if it is equipped with a powerful transmitter as well as a receiver. For many years, the most spectacular facility in the world for radar astronomy was the 1000-foot (305-meter) telescope at Arecibo in Puerto Rico (Figure 6.22). The Arecibo telescope was too large to be pointed directly at different parts of the sky. Instead, it was constructed in a huge natural “bowl” (more than a mere dish) formed by several hills, and it was lined with reflecting metal panels. A limited ability to track astronomical sources was achieved by moving the receiver system, which was suspended on cables 100 meters above the surface of the bowl. Unfortunately, the telescope was seriously damaged in the powerful storms of 2020 and had to be decommissioned. An even larger (500-meter) radar telescope has recently gone into operation in China and is called the Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST).



टिप्पणियाँ:

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  3. Aubin

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