Historia i radioteleskopy

Odkrycie radiowej emisji Naszej Galaktyki na fali 15 m przez Karl'a Jansky'ego (1901 - 1984) z Bell Telephone Laboratories nastąpiło w 1931 roku.
- 6.02.1958 - pierwsze radiowe obserwacje Słońca w Piwnicach
- 1.01.1980 - powołanie Katedry Radioastronomii
- 22.10.1994 - ukończenie budowy RT4, zaś początek działania w 1996 r.
- Największy na świecie radioteleskop (czasza) w Arecibo o średnicy 305 m jest zbudowany w naturalnej kotlinie między wzgórzami na Portoryko.
- Największa w pełni ruchoma antena to teleskop Green Bank Telescope (w NRAO, USA) o średnicy 100 na 110 m, w Europie 100 m teleskop w Effelsbergu.
- Jeden z największych inreferometrów: VLA (Very Large Array - w USA Nowy Meksyk) jest to sieć złożona z 27 anten (czasz), 25 m każda.
 
VLBI (Very Long Baseline Interferometry)
Sieć złożona z wielu anten (ok. 40), których połączenie (interferometria) daje olbrzymią zdolność rozdzielczą (nawet miliarcsec) co odpowiada teleskopowi o średnicy Ziemi (ground based VLBI). Różne rodzaje VLBI:
- e-VLBI, gdy radioteleskopy pracują w trybie real-time (połączenie światłowodami 1 Gigabit na sekundę)
- Space VLBI, gdy obserwacje są prowadzone razem z 8 m radioteleskopem na orbicie Ziemskiej (satelita zakończył już pracę, a wraz z nim średnica równoważna = 3 razy średnica Ziemi)
- EVN = European VLBI Network (rozdzielczość odpowiadające naszemu kontynentowi - Eurazji).
- Czułość takiego radiometru zależy od średnicy zastępczej liczonej w przybliżeniu jako pierwiastek n-tego stopnia z iloczynu średnic radioteleskopów, gdzie n to ilość anten ( $T_b>10^6~K$).
- Główne obszary badań to: relatywistyczne dżety, centra AGN, kosmologia, galaktyczne układy podwójne na falach X, gwiazdy, brązowe karły, planety, rejony formowania się gwiazd, supernowe, pulsary, astrometria i geodezja.

European VLBI Network

Projekty przyszłości:

-

LOFAR (Low Frequency Array) - radioteleskop zbudowany z wielu anten rozłożonych na terenie całej Europy (ok. 10 000 dipoli), a głównym jądrem w Holandii, służący do obserwacji na niskich częstotliwościach. Składa się z dwóch rodzaju anten: LBA (low band anntena) $10\div80~MHz$ widoczne na rysunku poniżej i HBA (high band antenna) $2115\div50~MHz$, a zatem po obu stronach częstotliwości radiowych FM. Apertura efektywna będzie wynosiła około $1~km^2$. Zdolność rozdzielcza centralnej części ma wynosić 2'', zaś całego systemu 0.2'' i radioteleskop ma mieć możliwość widzenia całego nieba. Przykładowa czułość osiągana w ciągu godziny na częstotliwości 30 MHz to 10 mJy. Główne cele naukowe związane są z sięgnięciem do wczesnych etapów ewolucji Wszechświata ( $r=(z/H_{0})c$, gdzie $z = \Delta\lambda/\lambda$, stąd im dłuższa fala tym większy redshift i większa odległość, sięgając aż do redshiftu $4\div10$), a zatem aż do epoki rejonizacji (co przedstawia poniższy rysunek). Inne cele to badanie pól magnetycznych, robienie szybkich przeglądów nieba, badania promieniowania kosmicznego, kosmicznej pogody jak i zmienności na niebie.

-

SKA (Square Kilometer Array) - radioteleskop złożony z wielu stacji rozłożonych na obszarze setek kilometrów, operujący na częstotliwościach 70 MHz do 10(35) GHz. Składać się ma z trzech obszarów: anteny 15 metrowe na $0.5\div10~GHz$, anteny ``kaflowe'' na $0.5\div0.8~GHz$ i dipole na $0.07\div0.2~GHz$. Rozdzielczość ma sięgać 10 mas i układ ma posiadać pełną polaryzację, a także 8 niezależnych wiązek. Główne cele naukowe to badanie ciemnej energii i wczesnych etapów ewolucji Wszechświata, ewolucji galaktyk, testowanie teorii grawitacji, badanie pola magnetycznego wczesnego Wszechświata. Budowanie instrumentu ma się składać z trzech faz. Do 2016 roku, ma powstać ok. 10% powierzchni, do 2020 roku ma już funkcjonować całe SKA działające do zakresu 10 GHz, zaś ostatnia fazą jest rozszerzenie pasma częstotliwości do 35 GHz.

-

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) - radioteleskop mający składać się z 64 identycznych anten o średnicy 12 m. Celem jest stworzenie teleskopu działającego w zakresie milimetrowym i submilimetrowym (10 pasm w zakresie od 30 do 950 GHz) o zdolności rozdzielczej [arcsec] = $0.2~\lambda[mm]/D[km]$ pozwalającej na pełne pomiary polarymetryczne. Głównym celem naukowym są obserwacje linii spektralnych C+ i CO w galaktykach o podobnej masie jak Droga Mleczna na redshift'cie z=3 w czasie mniejszym niż 24 godziny, a także mapowanie kinematyki gazu w dyskach protoplanetarnych do odległości 150 pc (z możliwością zobaczenia ``dziur'' w których powstają planety).