Jak nám rádiové vlny pomáhají porozumět vesmíru

Lidé vnímají vesmír pomocí viditelného světla, které můžeme vidět očima. Přesto je ve vesmíru víc než to, co vidíme pomocí viditelného světla, které proudí z hvězd, planet, mlhovin a galaxií. Tyto objekty a události ve vesmíru také vydávají jiné formy záření, včetně radiačních emisí. Tyto přirozené signály vyplňují důležitou část vesmíru o tom, jak a proč se objekty ve vesmíru chovají tak, jak se chovají.

Rádiové vlny jsou elektromagnetické vlny (světlo), ale nemůžeme je vidět. Mají vlnové délky mezi 1 milimetrem (jedna tisícina metru) a 100 kilometry (jeden kilometr se rovná tisícům metrů). Z hlediska frekvence to odpovídá 300 Gigahertzům (jeden Gigahertz se rovná jedné miliardě Hertzů) a 3 kilohertzům. Hertz (zkráceně Hz) je běžně používaná jednotka měření frekvence. Jeden Hertz se rovná jednomu cyklu frekvence. Takže signál 1 Hz je jeden cyklus za sekundu. Většina kosmických objektů vysílá signály se stovkami až miliardami cyklů za sekundu.

Lidé často zaměňují emise „rádia“ s něčím, co lidé slyší. To je do značné míry proto, že pro komunikaci a zábavu používáme rádia. Lidé ale „neslyší“ rádiové frekvence z kosmických objektů. Naše uši mohou snímat frekvence od 20 Hz do 16 000 Hz (16 KHz). Většina kosmických objektů vyzařuje na Megahertzových frekvencích, což je mnohem vyšší než ucho slyší. To je důvod, proč se často předpokládá, že radioastronomie (spolu s rentgenem, ultrafialovým a infračerveným) odhalí „neviditelný“ vesmír, který nemůžeme vidět ani slyšet.

Rádiové vlny jsou obvykle emitovány energetickými objekty a činnostmi ve vesmíru. slunce je nejbližším zdrojem rádiových emisí mimo Zemi. Jupiter také vysílá rádiové vlny, stejně jako události, ke kterým dochází v Saturn.

Jeden z nejsilnějších zdrojů radiového vyzařování mimo sluneční soustavu a za galaxii Mléčná dráha pochází aktivní galaxie (AGN). Tyto dynamické objekty jsou poháněny supermasivní černé díry na jejich jádrech. Tyto motory s černou dírou navíc vytvoří masivní paprsky materiálu, které zářením jasně vyzařují. Ty mohou často zastínit celou galaxii v rádiových frekvencích.

Pulsaryneboli rotující neutronové hvězdy jsou také silnými zdroji rádiových vln. Tyto silné, kompaktní objekty jsou vytvářeny, když masivní hvězdy umírají jako supernovy. Jsou z hlediska konečné hustoty na druhém místě pouze k černým otvorům. Díky silným magnetickým polím a rychlému střídání tyto objekty emitují široké spektrum zářenía v rádiu jsou obzvláště „světlé“. Stejně jako supermasivní černé díry se vytvářejí silné radiové paprsky, vycházející z magnetických pólů nebo rotující neutronové hvězdy.

Mnoho pulsarů je označováno jako "radio pulsary" kvůli jejich silné radiační emisi. Ve skutečnosti, data z Fermiho gama kosmický dalekohled vykazoval důkaz nového plemene pulsarů, které se objevuje nejsilněji v paprscích gama namísto běžnějšího rádia. Proces jejich vytváření zůstává stejný, ale jejich emise nám říkají více o energii obsažené v každém typu objektu.

Samotné zbytky Supernovy mohou být zvláště silnými emitenty rádiových vln. Krabí mlhovina je známá svými rádiovými signály upozornil astronom Jocelyn Bell k její existenci.

Radioastronomie je studium objektů a procesů v prostoru, které vyzařují rádiové frekvence. Každý dosud detekovaný zdroj je přirozeně se vyskytující. Emise jsou zachyceny zde na Zemi pomocí radioteleskopů. Jedná se o velké nástroje, protože je nutné, aby plocha detektoru byla větší než detekovatelné vlnové délky. Protože rádiové vlny mohou být větší než jeden metr (někdy mnohem větší), rozsahy jsou obvykle větší než několik metrů (někdy 30 stop přes nebo více). Některé vlnové délky mohou být stejně velké jako hora, a tak astronomové vybudovali rozšířená pole radioteleskopů.

Čím větší je sběrná oblast, ve srovnání s velikostí vlny, tím lepší je úhlové rozlišení, které má radioteleskop. (Úhlové rozlišení je měřítkem toho, jak blízko mohou být dva malé objekty, než jsou nerozeznatelné.)

Protože rádiové vlny mohou mít velmi dlouhé vlnové délky, musí být standardní radioteleskopy velmi velké, aby se získala jakákoli přesnost. Ale protože budování stadionových rádiových dalekohledů může být nákladově neúnosné (zejména pokud chcete) aby měli vůbec jakoukoli schopnost řízení), je k dosažení požadovaného cíle zapotřebí jiná technika Výsledek.

Radio interferometrie, vyvinutá v polovině 40. let, má za cíl dosáhnout takového úhlového rozlišení, které by vycházelo z neuvěřitelně velkých pokrmů bez nákladů. Astronomové to dosahují použitím více detektorů současně. Každý z nich studuje stejný objekt ve stejnou dobu jako ostatní.

Tyto dalekohledy fungují společně jako jeden obrovský dalekohled o velikosti celé skupiny detektorů společně. Například pole Very Large Baseline Array má detektory vzdálené 8 000 mil. V ideálním případě by řada rádiových dalekohledů v různých vzdálenostech od sebe pracovala tak, aby optimalizovala efektivní velikost oblasti sběru, a také by zlepšila rozlišení přístroje.

S vytvořením pokročilých komunikačních a časových technologií bylo možné použít dalekohledy existují ve velké vzdálenosti od sebe (z různých míst po celém světě a dokonce na oběžné dráze kolem Země). Tato technika, známá jako velmi dlouhá základní linie (VLBI), významně zlepšuje schopnosti jednotlivých rádiových dalekohledů a umožňuje vědcům zkoumat některé z nejdynamičtějších objekty v vesmír.

Pásmo rádiových vln se také překrývá s mikrovlnným pásmem (1 milimetr až 1 metr). Ve skutečnosti se to, co se běžně nazývá radioastronomie, je opravdu mikrovlnná astronomie, ačkoli některé rádiové přístroje detekují vlnové délky mnohem více než 1 metr.

Toto je zdroj zmatku, protože některé publikace budou samostatně uvádět mikrovlnná pásma a rozhlasová pásma, zatímco jiní jednoduše použijí termín „rádio“ pro zahrnutí klasického rádiového pásma i mikrovlnné trouby kapela.

Upraveno a aktualizováno uživatelem Carolyn Collins Petersen.