4. 전파천문학

전파천문학

전파 천문학은 전파 주파수로 천체를 연구하는 천문학의 하위 분야입니다.

전파천문학
전파천문학

천문학적인 물체로부터의 전파를 처음 검출한 것은 1933년 벨 전화 연구소의 칼 연습기가 은하수에서 오는 방사선을 보고했을 때입니다. 그 후의 관측에 의해 다양한 방사선원이 특정되었습니다. 여기에는 별이나 은하뿐만 아니라 전파 은하, 퀘이사, 펄서, 메저 등과 같은 완전히 새로운 종류의 물체도 포함됩니다. 빅뱅 이론의 증거로 여겨지는 우주 마이크로파 배경 방사선의 발견은 전파 천문학을 통해 이루어졌습니다. 전파 천문학은 전파 망원경이라고 불리는 큰 전파 안테나를 사용하여 이루어집니다. 이 안테나들은 단독으로 사용되거나 전파 간섭법과 개구부 합성 기술을 이용한 여러 연결 망원경으로 이루어집니다. 간섭계 분해능은 그 구성요소의 크기가 아니라 그 구성요소 간의 거리에 따라 설정되기 때문에 전파천문학은 높은 각도 분해능을 달성할 수 있습니다. 전파천문학은 레이더천문학과 달리 전자는 수동적 관측(즉 수신만 가능)이고 후자는 능동적 관측(송수신)이다.

전파천문학의 역사

1930년대 연습기가 은하수를 관측하기 전 물리학자들은 전파는 천문학적 원천에서 관측할 수 있다고 추측했습니다. 1860년대 제임스 클라크 맥스웰의 방정식은 전자방사는 전기와 자기와 관련이 있으며 어떤 파장에서도 존재할 수 있음을 보여줍니다. 1896년에 독일의 천체물리학자 요하네스 윌싱과 율리우스 샤이니가 실시한 실험이나 1897년부터 1900년에 걸쳐 올리버 산장이 설치한 센티미터파 방사 장치 등 태양으로부터의 방사를 검출하기 위한 몇 가지 시도가 이루어졌습니다. 이러한 시도는 기기의 기술적인 제한 때문에 배출을 검출할 수 없었습니다. 1902년에 전파 반사 전리층이 발견되어 물리학자들은 이 층이 천문학적인 전파의 전달을 우주로 튕긴다고 결론짓고 그것들을 검출할 수 없게 됩니다. 칼 얀스키는 1930년대 초에 천문학적인 전파원을 발견했습니다. Bell Telephone Laboratories에 새로 고용된 무선 엔지니어로서 대서양 횡단 단파 음성 전송을 방해할 수 있는 스태틴을 조사하는 임무를 맡았습니다. 큰 지향성 안테나를 사용하여 잔 스키는 그의 아날로그 펜과 종이 기록 시스템이 원인 불명의 지속적인 반복 신호 또는 “희수”를 계속 기록하고 있다는 것을 깨달았습니다. 신호는 약 24시간마다 정점에 달했기 때문에 잔 스키는 처음에 태양이 지향성 안테나의 시야를 가로지르는 것이 간섭 원이라고 의심했습니다. 그러나 지속적인 분석에 따르면 그 근원은 태양의 24시간 주기를 정확히 따르고 있는 것이 아니라 23시간 56분 주기로 반복하고 있는 것으로 나타났습니다. 연습기(ヤンンスKY)는 친구 천체물리학자 앨버트 멜 빈 스켈렛(アルアルバート·メルルビンン·ススケレットット)과 불가해한 현상에 대해 논의했습니다. 그는 신호 피크 간 관측 시간은 항성과 같은 ‘고정된’ 천체가 지구가 자전할 때마다 안테나 앞을 통과하는 데 걸린 시간이라고 지적했습니다. 관측 결과를 광학 천문도와 비교함으로써 잔 스키는 결국 자신의 안테나가 궁수자리 별자리에서 은하수의 가장 밀집된 부분을 노렸을 때 방사선원이 정점에 달했다고 결론 내렸습니다. 연습기 씨는 1933년 4월 워싱턴DC에서 열린 회의에서 발견을 발표하면서 전파천문학 분야가 탄생했습니다. 1933년 10월, 그의 발견은 ‘전파기술자협회 의사록’의 ‘분명히 외계 기원의 전기 장애’라는 제목의 저널 기사에 발표되었습니다. 연습기는 태양(그리고 다른 항성)은 큰 방사 노이즈의 방출원이 아니기 때문에 은하 내 성간 가스와 먼지, 특히 ‘하전 입자의 열적 교반’에 의해 기묘한 전파 간섭이 발생할 가능성이 있다고 결론지었다. 하늘에서 가장 밝은 연습기 피크 전파원은 1950년대 궁수자리 A로 지정됐고 이후 강한 자기장의 전자에서 방출될 것으로 가정됐습니다. 현재 생각에 이것들은 은하 중심부에 있는 거대한 블랙홀 주위를 궤도 위에 있는 이온이며 현재는 사수자리 A*고 지정되어 있습니다. 아 스타일 리스크는 사수자리 A의 입자가 이온화되어 있음을 나타냅니다) 1935년 이후 연습기는 은하수로부터의 전파를 더 자세히 알아보려 했지만 벨 연구소는 그를 다른 프로젝트로 재배치했기 때문에 천문학 분야에서는 더 이상 일을 하지 않았습니다. 전파 천문학 분야에서 그의 선구적인 노력은 자속 밀도의 기본 단위인 잔 스키(이재용)를 그의 이름을 따서 명명한 것으로 인식되고 있습니다. Grote Reber는 Jan sky의 작품에서 영감을 받아 1937년에 그의 뒷마당에 직경 9m의 포물선 망원경을 건설했습니다. 그는 먼저 잔 스키의 관측을 반복하고, 그 후 라디오 주파수로 최초의 하늘 조사를 실시했습니다. 1942년 2월 27일, 영국 육군의 조사관 제임스 스탠리 여보세요는 태양에서 방출되는 전파를 처음으로 검출했습니다. 그해 후반 Jan sky와 같은 Bell Labs의 George Clark South worth 또한 태양으로부터의 전파를 검출했습니다. 두 연구자는 레이더를 둘러싼 전시 안보에 묶여 있었기 때문에 그렇지 않았던 Reber는 1944년 조사 결과를 최초로 발표했습니다. E를 포함한 몇몇 다른 사람들이 독자적으로 태양 전파를 발견했습니다. 덴마크 샷과 엘리자베스 알렉산더는 노포크 섬에서 일하고 있습니다. 제2차 세계대전 중에 전리권 연구가 행해진 케임브리지 대학에서는 J. A. 랫클리프 씨가 다른 전기통신 연구소의 멤버들과 함께 레이더 전시 연구를 실시해 태양으로부터의 전파 방출을 관측하고 연구하는 방사 물리학 그룹을 대학에 설립했습니다. 이 초기 연구는 곧 다른 천체 전파원의 관측으로 분기되었고, 검출된 방출 각도 원을 분리하기 위해 간섭 측정 기술이 개척되었습니다. Cavendish 천체물리학 그룹의 Martin Ryle과 Antony Hewish는 지구 회전 개구부 합성 기술을 개발했습니다. 케임브리지 라디오 천문학 그룹은 1950년대에 케임브리지 근처에 있는 무라드 전파 천문대를 발견했습니다. 1960년대 후반과 1970년대 초반에는 컴퓨터(타이탄 등)가 필요한 계산 집약 푸리에 변환을 처리할 수 있게 되었고, 개구부 합성을 사용하여 ‘1마일’과 ‘5km’의 유효 개구를 각각 1마일 망원경과 라일 망원경으로 만들었습니다. 그들은 케임브리지 간섭계를 사용하여 전파의 하늘을 지도화하고 제2(2C)와 제3(3C) 케임브리지 전파원 카탈로그를 작성했습니다.

전파천문학의 기술

전파 천문학자들은 전파 스펙트럼 내의 물체를 관측하기 위해 다른 기술을 사용합니다. 기기는 그 방사를 분석하기 위해 에너지가 있는 무선 소스를 가리킬 뿐입니다. 빈 영역을 보다 상세하게 「화상과」하기 위해서, 복수의 중복 스캔을 기록해, 모자이크 화상으로 분할하는 것이 가능합니다. 사용되는 기기 유형은 신호의 세기와 필요한 세부 사항의 양에 따라 달라집니다. 지구 표면에서의 관측은 대기를 통과할 수 있는 파장으로 제한되어 있습니다. 저주파 또는 장파장에서는 고유의 플라스마 주파수보다 낮은 주파수의 파동을 반사하는 전리층에 의해 전송이 제한됩니다. 수증기는 더 높은 주파수로 전파 천문학을 방해하고 매우 높고 건조한 곳에서 밀리미터파 관측을 하는 전파 관측소를 건설하여 시선 속 수증기 함유량을 최소화하기에 이르렀습니다. 마지막으로 지구상의 송신 장치는 무선 주파수 간섭을 일으킬 수 있습니다. 따라서 원격지에 많은 전파 관측소가 건설되고 있습니다.

전파 망원경

전파망원경은 신호 대 잡음비가 낮은 신호를 수신하기 위해 매우 커야 합니다. 또한 각도 분해능은 관측되는 전자방사의 파장에 비례한 ‘대물렌즈’ 지름의 함수이기 때문에 전파망원경은 광학망원경에 비해 훨씬 커야 합니다. 예를 들어 지름 1m의 광학망원경은 관측된 빛 파장의 200만 배 해상도에서 약 0.3 아크 초의 분해능을 갖는 반면 전파망원경은 관측된 파장에 따라 그 크기의 몇 배인 접시밖에 물체를 보름달 크기(30분으로)로만 분해할 수 있습니다.

전파 간섭법

단일 전파망원경으로 고해상도를 달성하기 어렵기 때문에 1946년 영국 전파천문학자 마틴 라일과 호주 엔지니어, 방사 물리학자 조지프 레이드 표시와 루비 폐인 스콧에 의해 개발되었습니다. 1946년 1월 26일 호주 시드니 근교에서 200MHz 단일 변환 레이더 안테나(넓은 사이드 어레이)를 사용하여 Payne-Scott, Pawsey, Lindsay McCrea dy에 의해 처음으로 천문 관측용 전파 간섭계가 사용되었습니다. 이 그룹은 안테나(구 제2차 세계대전 레이더)가 태양으로부터의 직접 방사와 바다로부터의 반사 방사에 의해 발생하는 간섭에 의해 일출을 관측하는 해식 간섭계 원리를 사용했습니다. 이 기준선을 거의 200미터로 설정함으로써 저자들은 버스트기의 태양 복사가 태양 원반보다 훨씬 작고 큰 흑점군과 관련된 영역에서 발생했다고 판단했습니다. 호주 그룹은 1947년에 발표된 획기적인 논문에서 개구부 합성의 원리를 설명했습니다. 해벽 간섭계의 사용은 제2차 세계대전 중에 호주, 이란, 영국의 많은 그룹에 의해 실증되었으며, 그들은 들어오는 항공기로부터의 간섭 줄무늬(직접 레이더 귀환 방사선과 바다로부터의 반사 신호)를 관찰하고 있었습니다. 1946년 7월 중순 라일 과 핸드폰 버그의 케임브리지 그룹은 처음으로 175MHz로 태양을 관측했으며 최대 240m까지 약 10m 간격을 가진 2개의 무선 안테나로 구성된 마이클은 간섭계를 사용했습니다. 방사선의 크기는 10 아크 분 미만이며, I형 버스트에서는 원편광도 검출되었습니다. 다른 두 그룹도 거의 동시에 원편광을 검출했습니다(호주에서는 David Martyn, 영국에서는 Edward Appleton). 현대의 무선 간섭계는 동축 케이블, 도파관, 광섬유 또는 다른 유형의 전송로를 사용하여 연결된 동일한 물체를 관찰하는 광범위하게 분리된 무선 망원경으로 구성되어 있습니다. 이를 통해 수집된 신호의 합이 증가할 뿐만 아니라 애퍼처 합성이라고 불리는 프로세스에 사용하여 해상도를 크게 향상할 수도 있습니다. 이 기술은, 서로 다른 망원경으로부터의 신호파를, 같은 위상에 일치하는 파도가 서로 가산되어, 반대의 위상을 가지는 2개의 파도가 서로 상쇄되는 원리로 중첩하는(간섭하는) 것으로 동작합니다. 이렇게 하면 어레이 내에서 가장 떨어진 안테나 크기인 결합 망원경이 만들어집니다. 고품질의 이미지를 생성하기 위해서는 서로 다른 망원경 간에 다수의 다른 분리가 필요합니다(전파원에서 본 임의의 두 망원경 사이의 투영된 분리는 “베이스라인”이라고 불립니다). 고품질 이미지를 얻기 위해서는 가능한 한 많은 다른 기준이 필요합니다. 예를 들어, Very Large Array에는 27개의 망원경이 있으며 한 번에 351개의 독립적인 기준선을 제공합니다.

아주 긴 기준선 간섭

1970년대부터 전파망원경 수신기의 안정성이 향상되어 전 세계(그리고 지구 궤도에서도)의 망원경을 조합해 매우 긴 기준선 간섭 측정을 실시하는 것이 가능해졌습니다. 안테나를 물리적으로 연결하는 대신 각 안테나에서 수신된 데이터는 일반적으로 로컬 원자 시계로부터의 타이밍 정보와 쌍을 이루며 나중에 자기 테이프 또는 하드 디스크에 분석하기 위해 저장됩니다. 그런 다음 동일하게 기록된 다른 안테나로부터의 데이터와 관련지어 이미지를 생성합니다. 이 방법을 사용하면 효과적으로 지구 크기의 안테나를 합성할 수 있습니다. 망원경 간 거리가 길기 때문에 매우 높은 각도 분해능을 달성할 수 있으며 실제로는 다른 어떤 천문학 분야보다 훨씬 큽니다. 가장 높은 주파수에서는 1밀리초 미만의 합성 빔이 가능합니다.

천문학적인 출처

전파 천문학은 천문학적 지식의 대폭적인 증가로 이어졌으며, 특히 펄서, 퀘이사와 전파 은하를 포함한 몇 개의 새로운 천체가 발견되었습니다. 이것은 전파 천문학이 광학 천문학에서 검출할 수 없는 것을 볼 수 있도록 하기 때문입니다. 이러한 물체는 우주에서 가장 극단적이고 에너지 넘치는 물리적 과정 중 일부를 나타냅니다. 우주 마이크로파의 배경 복사도 전파 망원경을 사용하여 처음으로 검출되었습니다. 그러나 전파망원경은 태양 관측이나 태양 활동, 행성 레이더 대응 등 훨씬 친숙한 천체를 조사하기 위해서도 사용되고 있습니다. 기타 정보원입니다. 태양입니다 목성입니다 궁수자리 A, 은하수의 중심으로 초대질량 블랙홀을 발하는 전파라고 생각되는 부분이 있습니다. 활성 은하핵과 펄서는 싱크로트론 방사를 방출하는 하전 입자 제트를 가집니다. 은하단을 합병하는 것은 종종 확산 복사를 나타냅니다 초신성 잔해는 확산 무선 방출을 나타낼 수도 있습니다; 펄서는 매우 동기적인 방출을 나타내는 초신성 잔해의 일종입니다. 우주 마이크로파의 배경은 흑체 라디오/마이크로파 방사다

주파수 할당

무선 주파수 할당은 ITU 무선 규칙(2012년 판) 제5조에 따라 규정되어 있습니다. 주파수 사용률의 조화를 개선하기 위해 이 문서에서 규정한 서비스 할당의 대부분은 적절한 국가 행정 책임에 속하는 전국 주파수 할당과 사용률 표로 통합되었습니다. 할당은 프라이머리, 2차, 배타적 및 공유입니다. 프라이머리 할당: 대문자로 쓰면 표시됩니다(아래 예 참조) 이차 할당: 소문자로 나타납니다. 배타적 또는 공유적 이용: 관리자의 책임 범위 내에 있습니다. 적절한 ITU 지역에 맞추어 주파수 대역은 (프라이머리 또는 2차) 전파 천문학 서비스에 다음과 같이 할당됩니다.

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