Obserwatorium Radiowe Nançay — Nançay Radio Observatory

Obserwatorium Radiowe Nançay
Obserwatorium Nançay D.jpg
Zwierciadło wtórne Wielkiego Radioteleskopu w Nançay
Lokalizacja Francja Edytuj to na Wikidata
Współrzędne 47 ° 22′50 "N 2 ° 11′42" E / 47.38042°N 2.19503°E / 47.38042; 2.19503 Współrzędne: 47 ° 22′50 "N 2 ° 11′42" E / 47.38042°N 2.19503°E / 47.38042; 2.19503
Stronie internetowej www .obs-nancay .fr Edytuj to na Wikidata
Teleskopy Heliograf
radiowy Nançay Teleskop radiowy Nançay Edytuj to na Wikidanych
Obserwatorium radiowe Nançay znajduje się we Francji
Obserwatorium Radiowe Nançay
Lokalizacja Obserwatorium Radiowego Nançay
Strona Commons Powiązane multimedia na Wikimedia Commons
[ edytuj na Wikidanych ]

Nancay Radio Observatory (po francusku: Station de Radioastronomie de Nancay ), otwarty w 1956 roku, jest częścią paryskiego obserwatorium , a także związane z Uniwersytetu w Orleanie . Znajduje się on w dziale z Cher w Sologne regionu Francji . Stacja składa się z kilku instrumentów. Najbardziej charakterystycznym z nich jest duży radioteleskop decymetryczny, który jest jednym z największych radioteleskopów na świecie. Od dawna znany jest również heliograf radiowy, układ w kształcie litery T i układ dekametryczny działający na długościach fal od 3 m do 30 m.

Historia

Radioastronomia pojawiła się po II wojnie światowej , kiedy eksperci i nadwyżki sprzętu stali się dostępni do użytku cywilnego. École Normale Superieure dano trzy 7,5 m średnicy Würzburg Riese że Brytyjczycy przejętych od Niemców w czasie wojny. Zostały one początkowo rozmieszczone w ośrodku badawczym francuskiej marynarki wojennej w Marcoussis .

Jedna z anten Würzburg Riese w Nançay.

Uznano, że radioastronomia wymaga dużego, płaskiego i odległego miejsca, aby pomieścić anteny rozmieszczone na dystansie 1,5–2 km lub znaczne rozmiary oraz aby uniknąć niepożądanych fal radiowych pochodzących z ludzkiej technologii. 150-hektarowa działka leśna w pobliżu Nançay stała się dostępna i została zakupiona w 1953 roku. Początkowo zainstalowano różne małe przyrządy – pojedyncze czasze i interferometry . Zbudowano tory kolejowe o szerokości 6 m, jeden biegnący ze wschodu na zachód i jeden z północy na południe, które miały przenosić zamontowane na równiku 40-tonowe anteny Würzburga.

Poprzednik obecnego heliografu miał 16 anten o średnicy 5 m rozmieszczonych równomiernie wzdłuż linii bazowej wschód-zachód o długości 1500 m, podczas gdy osiem anten o średnicy 6 m było ustawionych w linii północ-południe. Częstotliwości zaobserwowane 169 MHz (1,77 m o długości fali ).

Po odkryciu linii 21 cm w 1951 roku i perspektywach obserwacji emisji i absorpcji linii międzygwiazdowych i pozagalaktycznych pojawiła się potrzeba bardziej czułych radioteleskopów ; ich większy rozmiar zapewniłby również wyższą rozdzielczość kątową . Plan tego „dużego radioteleskopu” wywodzi się z projektu Johna D. Krausa z 1956 roku . Ten projekt umożliwił duży obszar zbierania i wysoką rozdzielczość, przy umiarkowanym zapotrzebowaniu na ruchome części. Wadą było ograniczenie południka i asymetryczna rozdzielczość kątowa, która byłaby znacznie grubsza na wysokości niż w azymucie . Kontrola wysokości początkowo okazała się bardzo trudna.

Duży radioteleskop

Układ dużego radioteleskopu.
Lusterko główne i kabina ogniskowa.
Tył uchylnego lusterka głównego.
Sferyczne zwierciadło wtórne.
Ruchoma kabina ogniskowa.

Duży radioteleskop (po francusku: le Grand Radiotélescope lub pieszczotliwie le Grand Miroir ) został zbudowany w latach 1960-1965. Początkowo tylko środkowe 20% zwierciadeł głównych i wtórnych zostało wzniesionych jako dowód koncepcji. Zwierciadła zostały przedłużone do swoich pełnych, aktualnych rozmiarów w 1964 roku, a teleskop został oficjalnie otwarty w 1965 roku przez Charlesa de Gaulle'a . Obserwacje naukowe rozpoczęto w 1967 roku.

Duży radioteleskop to teleskop tranzytowy typu Kraus . Lustro główne na północnym krańcu instalacji to lustro planarne o szerokości 200 m i wysokości 40 m. Można go przechylać, aby dostosować się do wysokości obserwowanego obiektu. Składa się z pięciu segmentów o szerokości 20 m, każdy o masie 40 ton. Fale radiowe są odbijane poziomo do zwierciadła wtórnego 460 m na południe. Kształt wtórny jest kształtem segmentu kuli o szerokości 300 mi wysokości 35 m. Drugorzędny odbija fale radiowe z powrotem do swojego ogniska 280 m na północ i około 60% odległości z powrotem do głównego. W centrum uwagi znajduje się kabina z kolejnymi lusterkami i odbiornikiem. Podczas obserwacji kabina jest przesuwana z zachodu na wschód, aby śledzić obserwowany obiekt przez około godzinę wokół jego przejścia przez południk .

Zwierciadła pierwotne i wtórne tworzą metalowa siatka druciana z otworami 12,5 mm. Powierzchnie odbijające mają dokładność do 4 mm, co pozwala na stosowanie przy długościach fal powyżej około 8 cm. Teleskop został więc zaprojektowany dla fal decymetrowych, w tym 21 cm linii widmowej neutralnego wodoru atomowego (HI) i 18 cm linii widmowej rodnika OH .

Detektor fal radiowych jest chłodzony do 20 K, aby zredukować szumy z odbiornika, a tym samym poprawić czułość na promieniowanie niebieskie.

Duży radioteleskop obserwuje na częstotliwościach od 1,1 GHz do 3,5 GHz emisję ciągłą, a także linie emisyjne lub absorpcyjne widmowe. Autokorelacji spektrometru można zaobserwować osiem różnych częstotliwości widma z każdego z kanałów 1024 i rozdzielczości widmowej 0,3 kHz. Przyrząd szczególnie nadaje się do dużych badań statystycznych i monitorowania obiektów o zmiennej jasności.

Projekty obserwacyjne obejmują:

Heliograf radiowy

Patrząc na północ wzdłuż heliografu radiowego.
Patrząc na wschód wzdłuż heliografu radiowego.

Heliograf jest interferometrem w kształcie litery T, składającym się z zamontowanych równikowo anten o średnicy kilku metrów (przeważnie 5 m). 19 anten znajduje się na linii bazowej wschód-zachód o długości 3,2 km, 25 anten znajduje się na linii bazowej północ-południe o długości 2,5 km. Instrument obserwuje Słońce siedem godzin dziennie, tworząc obrazy korony w zakresie częstotliwości od 150 MHz do 450 MHz (długości fali od 2 m do 0,67 m). Rozdzielczość kątowa jest więc podobny do gołym okiem w świetle widzialnym. Można wykonać do 200 zdjęć na sekundę. Pozwala to na systematyczne badanie cichej korony, rozbłysków słonecznych i koronalnych wyrzutów masy .

Obserwacje z Nançay uzupełniają równoczesne obserwacje sond kosmicznych w świetle widzialnym i ultrafioletowym oraz w promieniowaniu rentgenowskim .

Tablica dekametryczna

Tablica dekametryczna.

Macierz dekametryczna została zbudowana w latach 1974-1977. Składa się ze 144 anten spiralnych , które są wykonane z kabli przewodzących nawiniętych w spiralne łuki wokół stożkowych konstrukcji wsporczych. U ich podstawy szyszki mają 5 m średnicy i 9 m wysokości; są nachylone pod kątem 20° na południe. Szyszki rozmieszczone są na powierzchni około hektara. Połowa czopków jest zwinięta w przeciwnym kierunku niż druga, co pozwala na rozróżnienie między lewą i prawą kołowo spolaryzowaną falą radiową. W każdej polaryzacji obszar zbierający jest około 3500 m 2 , co odpowiada naczyniu o średnicy 67 m. Instrument jest czuły na fale o długości od 3 m do 30 m, które są najdłuższymi falami radiowymi obserwowanymi w jonosferze . Przyrząd nie jest interferometrem, ale układem fazowym . Pojedyncza antena talerzowa dla tych długich fal musiałaby być niewykonalnie duża. Ponadto, układ fazowany może być natychmiast ponownie skierowany na inny kierunek obserwacji poprzez zmianę opóźnień sygnałów elektronicznych między poszczególnymi antenami.

Rozdzielczość kątowa wynosi około 7° na 14°. Macierz dekametryczna nie tworzy obrazów, lecz obserwuje pojedyncze widmo z obserwowanej pozycji nieba i rejestruje jego zmianę w czasie. Dwoma głównymi obiektami są górna korona Słońca i magnetosfera Jowisza , które są obserwowane niemal codziennie od 1977 roku. Czasowe zmiany sygnałów ze Słońca i Jowisza są bardzo szybkie, tak że w Nançay odbiorniki były bardzo szybkie. opracowany dla tych obserwacji.

Obserwacje Jowisza z Nançay uzupełniają wyniki misji kosmicznych, takich jak Voyager i Galileo .

LOFAR i NenuFAR

LOFAR składa się z około 50 szyków antenowych, czyli „stacji”, w całej Europie. Są one połączone szybkim łączem internetowym z komputerem w Holandii. Jest zoptymalizowany dla 110 MHz do 250 MHz (2,7 m do 1,2 m), ale nadal ma skromną wydajność przy 30 MHz do 80 MHz (10 m do 3,7 m).

Anteny rdzenia NenuFAR.

Nenufarze ( N ew e Xtension w N ançay U pgrading LO FAR ) jest bardzo niskiej częstotliwości Phased arra zoptymalizowane dla zakresu częstotliwości od 10 MHz do 85 MHz (30 m do 4 m). Są to najdłuższe fale radiowe, które nie są blokowane przez jonosferę . Wczesne działania naukowe powinny rozpocząć się w 2019 r. Główne cele naukowe to:

  • wykrywanie i badanie (magnetosfer) egzoplanet na falach radiowych,
  • wykrycie epoki powstawania pierwszych gwiazd i galaktyk około 100 milionów lat po Wielkim Wybuchu , kiedy neutralny atomowy wodór został zrejonizowany ,
  • badania pulsarów , w tym spektroskopii, w Drodze Mlecznej , przy niskich częstotliwościach.

Po ukończeniu będzie 1938 anten. Większość będzie w rdzeniu o średnicy 400 m, ale 114 anten będzie rozmieszczonych na odległość do 3 km.

NenuFAR będzie potrójnym instrumentem:

  • radioteleskop obserwujący wiele pozycji jednocześnie,
  • autonomiczną kamerę radiową, budującą obrazy radiowe o rozdzielczości 1° w sekundach i 10' w godzinach,
  • „superstacja” LOFAR, czyli duże rozszerzenie stacji LOFAR w Nançay pozwalające na połączenie NenuFAR i LOFAR w celu uzyskania obrazów radiowych o rozdzielczości poniżej sekundy kątowej.

Inne instrumenty i współpraca

W ostatnich latach i dziesięcioleciach projekty obserwacji astronomicznych przekształciły się w współpracę międzynarodową, ze względu na konieczne połączenie wiedzy i funduszy. W niektórych przypadkach teleskopy rozciągają się również na wiele krajów. W związku z tym rozwój w Nançay w XXI wieku polega na zapewnieniu miejsca dla części większych instrumentów, takich jak LOFAR , oraz wkładu specjalistycznej wiedzy do międzynarodowej współpracy, takiej jak LOFAR i Square Kilometer Array (SKA).

UŚCISK

Położona w Nancay i Westerbork , EMBRACE ( E Lectronic M Ulti b EAM R adio A stronomy C ONC e pt) jest instalacja prototyp etapie 2 SKA. Jest to układ fazowy składający się z 4608 anten, które działają w zakresie od 900 MHy do 1500 MHz. Są one osłonięte radiokopułą o powierzchni 70 m 2 . Dzięki wielu wiązkom można jednocześnie obserwować kilka miejsc na niebie.

ORFEES

ORFEES (Observation Radiospéctrale pour FEDOME et les Etudes des Eruptions Solaires) to antena o średnicy 5 m przeznaczona do prognozowania pogody kosmicznej i rozbłysków słonecznych. Obserwuje koronę słoneczną codziennie między 130 MHz a 1 GHz i może monitorować emisję radiową Słońca w czasie zbliżonym do rzeczywistego.

KODALEMA

CODALEMA ( Co SMIC promień D Detekcja rray z L ogarithmic e Lectro M agnetic ntennas) jest zestaw narzędzi, aby spróbować wykryć bardzo wysokiej energii, promieni kosmicznych , które powodują kaskady cząstek w atmosferze. Te pęki powietrzne generują bardzo krótkie sygnały elektromagnetyczne mierzone w szerokim paśmie częstotliwości od 20 MHz do 200 MHz. Na dużym obszarze terenu rozmieszczona jest sieć około 50 anten.

Antena monitorująca

Antena umieszczona nad wierzchołkami drzew na maszcie o wysokości 22 m monitoruje jakość radioelektryczną terenu Nançay od 20 lat. Pozwala na identyfikację zakłóceń, które wpływają na obserwacje przez radioheliograf i szyk dekametryczny. Pasma od 100 MHz do 4000 MHz są obserwowane w całości iw wielu kierunkach.

Pole des Étoiles

Z parkingu centrum dla zwiedzających Pôle des Étoiles można zobaczyć duży radioteleskop, kilka tablic prezentujących obserwatorium oraz jedną lub dwie anteny heliograficzne . W godzinach otwarcia centrum dla zwiedzających oferuje stałą wystawę o astronomii i pracy obserwatorium. Raz dziennie odbywa się również pokaz planetarium i zwiedzanie z przewodnikiem dużego radioteleskopu i heliografu radiowego.

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura

Linki zewnętrzne