Astronomie

Une unité de radioastronomie « étrange »

Une unité de radioastronomie « étrange »

Je suis en train de lire sur la radioastronomie et je suis tombé sur cet article de 1964. Au bas de la page 193, l'auteur utilise une unité que je n'ai jamais vue auparavant pour discuter de l'émission de puissance radio des étoiles :

Or les irruptions sur le Soleil donnent une intensité sur Terre de $10^{19}$ à $10^{20}$ $wm^{-2}(c/s)^{-1}$

Je suppose que c'est "Watts par mètre carré par [quelque chose] par seconde", mais je ne suis pas sûr de ce qu'est [quelque chose].

Une unité similaire apparaît dans ce document sur la première ligne de la page 364 :

La bande de comparaison dans le radiomètre, étant séparée d'environ 3,25 Mc de la bande de signal, ne rencontre jamais la gamme de fréquences de l'hydrogène.

Encore une fois, cela me semble être méga [quelque chose]. Quelqu'un peut-il m'éclairer à ce sujet ?

À la page 362 du deuxième document, l'unité apparaît comme $(Watts/M^2 )/(C/S)$ comme unité de flux. Ici le $C$ ressemble à des coulombs, mais cela rend le $3.25 Mc$ dans la deuxième citation semblent bizarres.


Je m'attendrais à ce que les auteurs parlent du signal en termes de jansky, les unités de densité de flux maintenant couramment utilisées. La définition typique est $$1 ext{ Jansky}=10^{-26} ext{ Wattmètres}^{-2} ext{ Hertz}^{-1}$$ Un hertz correspond à un cycle par seconde, ce qui me fait suspecter que le "c" signifie cycle. Il peut sembler curieux que les auteurs choisissent d'utiliser des cycles/seconde au lieu de hertz, mais comme les articles ont été publiés en 1964 et 1955, et que le hertz n'a été adopté à grande échelle qu'en 1964, l'ancien terme « cycles par seconde » est plus approprié, compte tenu de la période de temps.


Une unité de radioastronomie &ldquostrange&rdquo - Astronomie

Ce texte a été repris presque mot pour mot du Carnet des professeurs de radioastronomie, disponible chez nous. Il est donc écrit en pensant aux enseignants en tant qu'auditoire, cependant, il semble approprié d'être utilisé ici. La question la plus courante que vous recevrez d'un voisin qui regarde votre nouveau projet d'antenne est probablement « Que pouvez-vous en faire ? » Bien qu'il puisse être tentant de dire « faire sauter un avion volant à basse altitude », ce n'est tout simplement pas prudent.

Contrairement à l'astronomie visuelle, la variété radio fait peu pour stimuler les sens de manière directe. C'est un défi d'utiliser un petit radiotélescope d'une manière à la fois stimulante et informative. Pourtant, il existe de nombreuses avenues possibles qui peuvent être suivies dans cet effort. Les spécialités de Jupiter et des observations de météores sont abordées ailleurs dans ce document (à venir) . Quelques suggestions de projets utilisant des radiotélescopes de type radiomètre standard sont présentées ci-dessous.

Il est à espérer que des plans d'observation détaillés seront générés par les enseignants qui vont de l'avant avec ces idées ou d'autres, et que ces mêmes instructeurs jugeront bon de partager ces plans avec d'autres dans les futures mises à jour de ce cahier.

Périodicité solaire

Un radiotélescope à faisceau large ou à poursuite solaire peut être utilisé pour suivre les niveaux d'activité solaire pendant une période de deux à trois mois. Les données sont analysées pour la périodicité qui pourrait se rapporter au taux de rotation du soleil. Notez que la rotation se produit de manière non uniforme en ce qui concerne la latitude. Un groupe d'étudiants pourrait être responsable du suivi visuel des groupes de taches solaires et un effort pourrait être fait pour corréler ces observations avec les données radio.

La recherche de HEP

Les impulsions à haute énergie (HEP) ont été signalées par les radioastronomes amateurs depuis un certain nombre d'années. Certaines de ces impulsions sont associées (du moins en apparence) à la région du ciel correspondant au centre de notre galaxie de la Voie lactée. Des observations récentes de sursauts de rayons gamma dans cette région par des astronomes professionnels semblent laisser espérer que ces observations d'amateurs pourraient avoir une base factuelle. La confirmation que les HEP sont d'origine non terrestre doit reposer sur des observations simultanées par des observateurs largement séparés. Cela nécessite un effort coordonné, qui pourrait être réalisé par deux ou plusieurs classes travaillant de concert. Même si une telle recherche obtenait des résultats nuls, il pourrait y avoir beaucoup d'apprentissage dans le processus. Une méthode de partage et de corrélation des observations serait nécessaire. La communication par modem et ordinateur serait une possibilité. Même sans coopération entre amateurs, l'observation simultanée d'un événement radio HEP avec une observation professionnelle d'un sursaut gamma serait importante. Un étalonnage de synchronisation très précis serait nécessaire. Un instrument de largeur de faisceau amateur typique devrait accomplir la tâche assez bien. Le suivi de l'altitude et de l'azimut augmenterait la durée d'observation du centre galactique.

Identification de la ligne d'émission d'hydrogène

Il est tout à fait possible de démontrer l'existence de l'émission d'énergie par les nuages ​​interstellaires d'hydrogène. Un affichage spectral peut être facilement produit à l'aide d'un oscilloscope, d'un générateur de tension de rampe et d'un étage de convertisseur abaisseur qui est réglé par l'application d'une tension externe. Une telle unité est décrite dans une section distincte de ce bloc-notes (mais pas dans ce document Web). La présence d'hydrogène interstellaire est observée sous forme de bosse sur l'affichage de l'oscilloscope. La résolution dépendra de la bande passante du récepteur ainsi que de la sensibilité de l'appareil. Une bande passante étroite produira une image de ligne d'hydrogène plus nette mais souffrira quelque peu de sensibilité. Si un bon étalon de fréquence stable est disponible pour l'étalonnage, il est même possible que le décalage Doppler de la raie puisse être observé. Cela suggère la possibilité de cartographier les mouvements relatifs de différentes zones du ciel. Si un tel projet peut paraître ambitieux, il semble à la portée de beaucoup.

Cartographier le plan de la Voie lactée

Un projet simple, à la portée d'instruments très modestes serait de discerner la forme généralement plate de la Voie lactée. Le projet pourrait être entrepris en utilisant des techniques simples de balayage de dérive. Au fur et à mesure que la distance angulaire de l'observation du centre galactique augmente, il y aura une réduction de la force du signal observée. Cela pourrait être montré comme étant le résultat attendu de l'observation depuis l'intérieur d'une structure en forme de disque à n'importe quel endroit autre que le centre. Essayez d'estimer l'inclinaison de l'équateur galactique par rapport à l'écliptique.

Démonstration de la détection radio du rayonnement thermique

Cette démonstration simple est plus facile à réaliser avec un radiotélescope sensible (mais pas nécessairement à grande ouverture) qui fonctionne dans la région Vhf par micro-ondes. L'idée est de montrer que le rayonnement du corps noir apparaît sous forme d'énergie électromagnétique dans le spectre radio. Le concept de radiateurs à corps noir est abordé ailleurs, mais est essentiel à cette démonstration. Le radiotélescope est pointé sur une variété d'objets, y compris le ciel froid, le sol, un humain ou une partie d'un, un objet de faible masse et de volume élevé tel qu'un bloc ou une feuille de polystyrène, et si la sensibilité est adéquate, la lune. Chaque objet est ciblé et la sortie du télescope notée. La relation est établie entre la température et le rendement.

En appliquant les formules appropriées, une estimation peut être réalisée pour la température du soleil "calme". Par calme, nous entendons un soleil relativement inactif, car il apparaît souvent les années de minimum de taches solaires. Il est cependant nécessaire de bien connaître les caractéristiques du diagramme d'antenne et du récepteur pour ce faire. Il est également important d'avoir une connaissance de la température du ciel de fond. La même chose peut être faite pour la lune.

Balayages de dérive de sources ponctuelles

C'est l'activité la plus souvent envisagée dans le domaine amateur. L'antenne est dirigée le long du « méridien », c'est-à-dire le long d'une ligne imaginaire passant entre le pôle céleste et l'azimut 180 degrés (plein sud pour les observateurs de l'hémisphère nord). L'élévation de l'antenne est ajustée pour correspondre à la déclinaison de l'objet céleste. L'élévation réelle dépendra de la latitude de l'observateur par la formule simple :

Le temps que l'objet traversera le faisceau de l'antenne est déterminé par l'ascension droite (RA) de l'objet et le temps sidéral local (LST). L'objet "transit", (traverse le méridien), lorsque le LST est égal au RA de l'objet.

Un jour sidéral est le temps qui s'écoule entre les transits d'un objet céleste éloigné (en dehors du système solaire). Le LST est calculé grâce à la connaissance de la longitude de l'observateur, de l'heure locale et de la relation entre l'heure locale et le temps sidéral moyen de Greenwich (GMST). Pour bien comprendre ces relations, il est nécessaire de saisir une image mentale de la sphère céleste et sa relation avec la géométrie de la Terre en orbite autour du Soleil. De nombreux textes d'astronomie de base expliquent bien ces termes. Le temps qu'il faut à l'objet pour traverser le faisceau de l'antenne dépend du diagramme d'antenne ou de la largeur du faisceau et de la déclinaison de la source. Intuitivement, lorsque l'antenne est pointée plus près du pôle céleste, on peut voir que le voyage angulaire de l'objet englobe un arc de ciel plus petit. Au pôle lui-même, l'arc est infiniment petit et l'objet ne semble pas bouger avec le temps. Au fur et à mesure que nous éloignons l'antenne du pôle, le mouvement apparent devient plus important et le temps de trajet à travers le faisceau d'antenne apparaît donc plus court. Cette relation est définie par :

Où t est le temps de transit en minutes et le HPBW est la largeur de faisceau à mi-puissance de l'antenne. En utilisant la même formule, il devient possible de déterminer le HPBW de l'antenne lorsque la déclinaison de la source est connue et que le temps est mesuré.


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Lundi vendredi 8:30 – 12:30 14:00 – 18:00

PRODUITS DE RADIOASTRONOMIE

Tout ce dont vous avez besoin pour des expériences originales et passionnantes en radioastronomie amateur et semi-professionnelle. Tous nos produits sont conçus pour s'adapter aux composants standards TV-SAT (paraboles, LNB, câble coaxial 75Ohm) utilisés pour recevoir dans la bande de fréquence 10-12 GHz.

Pour créer un radiotélescope amateur, les composants suivants sont nécessaires :

  • récepteur (les nôtres sont RAL10KIT, RAL10AP et RAL10TS, voir les différences ci-dessous),
  • antenne (avec son propre LNB ou le nôtre, thermostabilisé et plus précis les antennes pour TV satellite sont parfaites pour débuter)
  • câble coaxial pour la connexion entre le LNB et le récepteur
  • un ordinateur sur lequel télécharger gratuitement notre logiciel d'acquisition et de contrôle Aries, à connecter en USB au récepteur.

Vous pouvez acheter nos produits directement chez nous : voici comment.

RAL10KIT

un module électronique conçu pour ceux qui veulent s'approcher de la radioastronomie et qui possède déjà un concept de base d'assemblage électronique, car l'utilisateur devra fournir de manière autonome un conteneur et une alimentation électrique adaptée.

RAL10AP

la version prête à l'emploi du KIT, avec alimentation électrique, avec en plus une sortie audio qui permet d'écouter le bruit révélé.

RAL10TS

le plus complet et le plus performant de nos récepteurs, prêt à l'emploi et complet avec alimentation. Il est entièrement contrôlé par le logiciel via PC, il dispose d'une sortie audio pour écouter le bruit révélé, et est thermostabilisé, il permet donc une plus grande précision et stabilité de la mesure.

LOGICIEL BÉLIER

Le logiciel de contrôle et d'acquisition qui accompagne chaque récepteur.

ACCESSOIRES

En plus des récepteurs, vous pouvez également trouver quelques accessoires utiles : un atténuateur à utiliser lors de l'observation du Soleil avec des instruments très sensibles une batterie externe pour utiliser nos récepteurs dans les zones non desservies par le réseau électrique, et une unité externe Low Noise Block (LNB). Vous pouvez également utiliser le LNB fourni avec votre antenne, mais considérez que le nôtre est thermostabilisé, pour une plus grande stabilité de la mesure.


Contenu

Avant que Jansky n'observe la Voie lactée dans les années 1930, les physiciens spéculaient que les ondes radio pouvaient être observées à partir de sources astronomiques. Dans les années 1860, les équations de James Clerk Maxwell avaient montré que le rayonnement électromagnétique était associé à l'électricité et au magnétisme et pouvait exister à n'importe quelle longueur d'onde. Plusieurs tentatives ont été faites pour détecter les émissions radio du Soleil, y compris une expérience menée par les astrophysiciens allemands Johannes Wilsing et Julius Scheiner en 1896 et un appareil de rayonnement à ondes centimétriques mis en place par Oliver Lodge entre 1897 et 1900. Ces tentatives n'ont pu détecter aucune émission due à limites techniques des instruments. La découverte de l'ionosphère radio-réfléchissante en 1902, a conduit les physiciens à conclure que la couche ferait rebondir toute transmission radio astronomique dans l'espace, les rendant indétectables. [1]

Karl Jansky a fait la découverte de la première source radio astronomique par hasard au début des années 1930. En tant qu'ingénieur chez Bell Telephone Laboratories, il enquêtait sur les parasites qui interféraient avec les transmissions vocales transatlantiques à ondes courtes. À l'aide d'une grande antenne directionnelle, Jansky a remarqué que son système d'enregistrement analogique avec un stylo et du papier continuait d'enregistrer un signal répété d'origine inconnue. Étant donné que le signal culminait toutes les 24 heures environ, Jansky soupçonnait à l'origine que la source de l'interférence était le Soleil traversant la vue de son antenne directionnelle. Une analyse continue a montré que la source ne suivait pas exactement le cycle quotidien de 24 heures du Soleil, mais se répétait plutôt sur un cycle de 23 heures et 56 minutes. Jansky a discuté des phénomènes déroutants avec son ami, astrophysicien et professeur Albert Melvin Skellett, qui a souligné que le temps entre les pics de signal était la durée exacte d'un jour sidéral le temps qu'il fallait pour des objets astronomiques « fixes », comme une étoile, passer devant l'antenne à chaque rotation de la Terre. [2] En comparant ses observations avec des cartes astronomiques optiques, Jansky a finalement conclu que la source de rayonnement a atteint son maximum lorsque son antenne était dirigée vers la partie la plus dense de la Voie lactée dans la constellation du Sagittaire. [3] Il a conclu que puisque le Soleil (et donc d'autres étoiles) n'étaient pas de grands émetteurs de bruit radio, l'étrange interférence radio peut être générée par le gaz interstellaire et la poussière dans la galaxie. [2] (La source radio de pointe de Jansky, l'une des plus brillantes du ciel, a été désignée Sagittaire A dans les années 1950 et, au lieu d'être galactique « gaz et poussière », a ensuite émis l'hypothèse qu'elle serait émise par des électrons dans un champ magnétique puissant. La pensée actuelle est que ce sont des ions en orbite autour d'un trou noir massif au centre de la galaxie à un point maintenant désigné comme Sagitarius A *. L'astérisque indique que les particules de Sagitarius A sont ionisées.) [4] [5] [ 6] [7] Jansky a annoncé sa découverte en 1933. Il voulait étudier les ondes radio de la Voie Lactée plus en détail, mais Bell Labs l'a réaffecté à un autre projet, il n'a donc plus travaillé dans le domaine de l'astronomie. Ses efforts de pionnier dans le domaine de la radioastronomie ont été reconnus par le nom de l'unité fondamentale de densité de flux, le jansky (Jy), d'après lui.

Grote Reber s'est inspiré des travaux de Jansky et a construit un radiotélescope parabolique de 9 m de diamètre dans son jardin en 1937. Il a commencé par répéter les observations de Jansky, puis a effectué le premier relevé du ciel dans les fréquences radio. [8] Le 27 février 1942, James Stanley Hey, un officier de recherche de l'armée britannique, a fait la première détection d'ondes radio émises par le Soleil. [9] Plus tard cette année-là, George Clark Southworth, [10] aux Bell Labs comme Jansky, a également détecté des ondes radio du soleil. Les deux chercheurs étaient liés par la sécurité en temps de guerre entourant le radar, donc Reber, qui ne l'était pas, a d'abord publié ses découvertes de 1944. [11] Plusieurs autres personnes ont découvert indépendamment les ondes radio solaires, y compris E. Schott au Danemark [12] et Elizabeth Alexander travaillant sur l'île de Norfolk. [13] [14] [15] [16]

À l'université de Cambridge, où des recherches ionosphériques avaient eu lieu pendant la Seconde Guerre mondiale, J.A. Ratcliffe et d'autres membres du Telecommunications Research Establishment qui avaient mené des recherches en temps de guerre sur le radar, ont créé un groupe de radiophysique à l'université où les émissions d'ondes radio du Soleil ont été observées et étudiées.

Ces premières recherches se sont rapidement étendues à l'observation d'autres sources radio célestes et des techniques d'interférométrie ont été mises au point pour isoler la source angulaire des émissions détectées. Martin Ryle et Antony Hewish du Cavendish Astrophysics Group ont développé la technique de synthèse d'ouverture de rotation de la Terre. Le groupe de radioastronomie de Cambridge a ensuite fondé l'observatoire de radioastronomie Mullard près de Cambridge dans les années 1950. À la fin des années 1960 et au début des années 1970, alors que les ordinateurs (tels que le Titan) sont devenus capables de gérer les inversions de transformée de Fourier exigeantes en calculs, ils ont utilisé la synthèse d'ouverture pour créer une ouverture effective « un mille » et plus tard « 5 km » en utilisant les télescopes One-Mile et Ryle, respectivement. Ils ont utilisé l'interféromètre de Cambridge pour cartographier le ciel radio, produisant les deuxième (2C) et troisième (3C) catalogues de sources radio de Cambridge. [17]

Les radioastronomes utilisent différentes techniques pour observer des objets dans le spectre radio. Les instruments peuvent simplement être pointés sur une source radio énergétique pour analyser son émission. Pour « imager » une région du ciel plus en détail, plusieurs balayages superposés peuvent être enregistrés et reconstitués dans une image en mosaïque. Le type d'instrument utilisé dépend de la force du signal et de la quantité de détails nécessaires.

Les observations depuis la surface de la Terre sont limitées aux longueurs d'onde qui peuvent traverser l'atmosphère. Aux basses fréquences ou aux grandes longueurs d'onde, la transmission est limitée par l'ionosphère, qui réfléchit les ondes avec des fréquences inférieures à sa fréquence plasma caractéristique. La vapeur d'eau interfère avec la radioastronomie à des fréquences plus élevées, ce qui a conduit à la construction d'observatoires radio qui effectuent des observations à des longueurs d'onde millimétriques sur des sites très élevés et secs, afin de minimiser la teneur en vapeur d'eau dans la ligne de mire. Enfin, les appareils émetteurs sur terre peuvent provoquer des interférences radiofréquences. Pour cette raison, de nombreux observatoires radio sont construits dans des endroits éloignés.

Radiotélescopes Modifier

Les radiotélescopes peuvent avoir besoin d'être extrêmement grands pour recevoir des signaux avec un faible rapport signal/bruit. De plus, puisque la résolution angulaire est fonction du diamètre de "l'objectif" en proportion de la longueur d'onde du rayonnement électromagnétique observé, radiotélescopes doivent être beaucoup plus grands par rapport à leurs homologues optiques. Par exemple, un télescope optique d'un mètre de diamètre est deux millions de fois plus grand que la longueur d'onde de la lumière observée, ce qui lui donne une résolution d'environ 0,3 seconde d'arc, alors qu'un radiotélescope « parabolique » plusieurs fois cette taille peut, selon la longueur d'onde observée, ne pouvoir résoudre qu'un objet de la taille de la pleine lune (30 minutes d'arc).

Interférométrie radio Modifier

La difficulté d'atteindre des résolutions élevées avec des radiotélescopes uniques a conduit à l'interférométrie radio, développée par le radioastronome britannique Martin Ryle et l'ingénieur, radiophysicien et radioastronome australien Joseph Lade Pawsey et Ruby Payne-Scott en 1946. Étonnamment, la première utilisation d'un interféromètre radio pour une observation astronomique a été réalisée par Payne-Scott, Pawsey et Lindsay McCready le 26 janvier 1946 à l'aide d'un Célibataire antenne radar convertie (réseau large bande) à 200 MHz près de Sydney, Australie. Ce groupe a utilisé le principe d'un interféromètre de falaise marine dans lequel l'antenne (anciennement un radar de la Seconde Guerre mondiale) a observé le soleil au lever du soleil avec des interférences résultant du rayonnement direct du soleil et du rayonnement réfléchi de la mer. Avec cette ligne de base de près de 200 mètres, les auteurs ont déterminé que le rayonnement solaire pendant la phase d'éclatement était beaucoup plus petit que le disque solaire et provenait d'une région associée à un grand groupe de taches solaires. Le groupe australien a exposé les principes de la synthèse d'ouverture dans un article révolutionnaire publié en 1947. L'utilisation d'un interféromètre de falaise marine avait été démontrée par de nombreux groupes en Australie, en Iran et au Royaume-Uni pendant la Seconde Guerre mondiale, qui avaient observé des interférences franges (le rayonnement de retour radar direct et le signal réfléchi par la mer) des aéronefs entrants.

Le groupe Cambridge de Ryle et Vonberg a observé le soleil à 175 MHz pour la première fois à la mi-juillet 1946 avec un interféromètre de Michelson composé de deux antennes radio espacées de quelques dizaines de mètres jusqu'à 240 mètres. Ils ont montré que le rayonnement radio était inférieur à 10 minutes d'arc et ont également détecté une polarisation circulaire dans les sursauts de type I. Deux autres groupes avaient également détecté une polarisation circulaire à peu près au même moment (David Martyn en Australie et Edward Appleton avec James Stanley Hey au Royaume-Uni).

Les interféromètres radio modernes se composent de radiotélescopes largement séparés observant le même objet qui sont connectés ensemble à l'aide d'un câble coaxial, d'un guide d'ondes, d'une fibre optique ou d'un autre type de ligne de transmission. Cela augmente non seulement le signal total collecté, mais peut également être utilisé dans un processus appelé synthèse d'ouverture pour augmenter considérablement la résolution. Cette technique fonctionne en superposant ("interférant") les ondes de signal des différents télescopes sur le principe que les ondes qui coïncident avec la même phase s'additionneront tandis que deux ondes qui ont des phases opposées s'annuleront. Cela crée un télescope combiné de la taille des antennes les plus éloignées du réseau. Afin de produire une image de haute qualité, un grand nombre de séparations différentes entre les différents télescopes sont nécessaires (la séparation projetée entre deux télescopes quelconques vue de la source radio est appelée une "ligne de base") - autant de lignes de base différentes que possible sont nécessaires afin d'obtenir une image de bonne qualité. Par exemple, le Very Large Array a 27 télescopes donnant 351 lignes de base indépendantes à la fois.

Interférométrie à très longue ligne de base Modifier

À partir des années 1970, l'amélioration de la stabilité des récepteurs de radiotélescopes a permis de combiner des télescopes du monde entier (et même en orbite terrestre) pour effectuer une interférométrie à très longue base. Au lieu de connecter physiquement les antennes, les données reçues à chaque antenne sont associées à des informations de synchronisation, généralement à partir d'une horloge atomique locale, puis stockées pour une analyse ultérieure sur une bande magnétique ou un disque dur. À ce moment ultérieur, les données sont corrélées avec les données d'autres antennes enregistrées de manière similaire, pour produire l'image résultante. En utilisant cette méthode, il est possible de synthétiser une antenne qui a effectivement la taille de la Terre. Les grandes distances entre les télescopes permettent d'atteindre des résolutions angulaires très élevées, bien plus grandes en fait que dans tout autre domaine de l'astronomie. Aux fréquences les plus élevées, des faisceaux synthétisés inférieurs à 1 milliseconde d'arc sont possibles.

Les réseaux VLBI prééminents qui fonctionnent aujourd'hui sont le réseau Very Long Baseline (avec des télescopes situés dans toute l'Amérique du Nord) et le réseau européen VLBI (télescopes en Europe, en Chine, en Afrique du Sud et à Porto Rico). Chaque réseau fonctionne généralement séparément, mais des projets occasionnels sont observés ensemble, produisant une sensibilité accrue. C'est ce qu'on appelle le VLBI global. Il existe également un réseau VLBI, opérant en Australie et en Nouvelle-Zélande, appelé LBA (Long Baseline Array), [19] et des réseaux au Japon, en Chine et en Corée du Sud qui s'observent ensemble pour former le réseau VLBI d'Asie de l'Est (EAVN). [20]

Depuis sa création, l'enregistrement des données sur un support dur était le seul moyen de rassembler les données enregistrées sur chaque télescope pour une corrélation ultérieure. Cependant, la disponibilité aujourd'hui de réseaux mondiaux à large bande passante permet de faire du VLBI en temps réel. Cette technique (appelée e-VLBI) a été initialement mise au point au Japon, et plus récemment adoptée en Australie et en Europe par l'EVN (European VLBI Network) qui réalise un nombre croissant de projets scientifiques e-VLBI par an. [21]

La radioastronomie a conduit à des augmentations substantielles des connaissances astronomiques, notamment avec la découverte de plusieurs classes de nouveaux objets, dont les pulsars, les quasars [22] et les radiogalaxies. C'est parce que la radioastronomie nous permet de voir des choses qui ne sont pas détectables en astronomie optique. De tels objets représentent certains des processus physiques les plus extrêmes et énergétiques de l'univers.

Le rayonnement de fond cosmique micro-ondes a également été détecté pour la première fois à l'aide de radiotélescopes. Cependant, les radiotélescopes ont également été utilisés pour étudier des objets beaucoup plus proches de chez nous, y compris des observations du Soleil et de l'activité solaire, et la cartographie radar des planètes.


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Interférences radioélectriques : projets et activités développés pour la classe de sciences de la Terre, d'astronomie et de physique du lycée Susan Dunn Tewksbury Memorial High School Jason Brown Tyngsboro High School Preethi Pratap MIT Haystack Observatory

Le programme Research Experiences for Teachers (RET), financé par la NSF, amène les enseignants dans des environnements de recherche pour interagir avec des scientifiques et traduire l'expérience en classe. Nous décrirons une expérience RET à l'observatoire MIT Haystack qui impliquait l'utilisation d'un récepteur de communication AR3000A et d'une antenne discone comme base d'une unité de classe en sciences de la Terre, astronomie et physique. Les projets et activités de cette unité ont été développés pour favoriser l'apprentissage et la compréhension des élèves de la radioastronomie, du spectre électromagnétique, de la dynamique des ondes, de la propagation du signal, de la détection des météores et des interférences radioélectriques. De plus, ce projet RET utilise le logiciel SEARFE (Students Examining Australia. s Radio Frequency Environment) développé pour être utilisé avec le récepteur de communication AR3000A pour balayer et surveiller les fréquences sur la bande passante radio afin de déterminer les zones d'utilisation faible et élevée dans le spectre radio. Les activités en classe comprennent le balayage des bandes passantes protégées de la radioastronomie, l'étude de l'environnement radio, la variation temporelle de la force du signal, les études de la force du signal par rapport à l'emplacement, la détection des météores à l'aide du récepteur AR300A, la cartographie de l'environnement RFI de votre école, les interférences radio AM et les effets de propagation du signal . L'objectif principal de l'unité. Ses activités consistent à aborder les cadres scientifiques de l'État du Massachusetts pour le rayonnement électromagnétique, les ondes, la cosmologie, la matière et l'énergie dans le système terrestre et à favoriser une compréhension de la façon dont les appareils de communication quotidiens peuvent provoquer des interférences radioélectriques avec les équipements sensibles de radioastronomie. Les projets et les activités de l'unité seront utilisés en classe, modifiés et les résultats de l'expérience en classe seront discutés.


Glossaire de la radioastronomie

Le glossaire suivant concerne la radio et l'astronomie générale et peut être utile aux personnes qui ne connaissent pas certains des termes de ce site Web.

UNE

Magnitude absolue

Une échelle pour mesurer la luminosité réelle d'un objet céleste sans tenir compte de la distance de l'objet. La magnitude absolue mesure la luminosité d'un objet s'il se trouvait à exactement 10 parsecs (environ 33ly) de la Terre.

Zéro absolu

La température à laquelle le mouvement de tous les atomes et molécules s'arrête et aucune chaleur n'est dégagée. Le zéro absolu est atteint à 0 degré K ou -273,16 degrés Celsius.

Le processus par lequel la poussière et le gaz se sont accumulés dans des corps plus gros.

Disque d'accrétion

Disque de gaz qui s'accumule autour d'un centre d'attraction gravitationnel, comme une étoile naine ou un trou noir. Formé lorsque la matière est tirée d'une autre étoile voisine généralement.

La propriété réfléchissante d'un objet non lumineux. Une comète, par exemple, a un albédo d'environ la moitié de celui d'un morceau de charbon.

La distance angulaire d'un objet au-dessus de l'horizon.

Matière constituée de particules avec des charges opposées à celle de la matière ordinaire. Dans l'antimatière, les protons ont une charge négative tandis que les électrons ont une charge positive.

La taille de l'ouverture à travers laquelle la lumière passe dans un télescope ou la taille d'une parabole dans un radiotélescope.

Le point de l'orbite d'un objet comme une comète ou une planète où il est le plus éloigné du Soleil.

Ampleur apparente

La luminosité apparente d'un objet dans le ciel tel qu'il apparaît à un observateur sur Terre. Les objets brillants ont une faible magnitude apparente tandis que les objets sombres auront une magnitude apparente plus élevée.

Un petit corps planétaire en orbite autour du Soleil. La plupart des astéroïdes se trouvent dans une ceinture entre les orbites de Mars et de Jupiter. Ceux-ci peuvent être cartographiés avec des radiotélescopes utilisant un radar.

Astrochimie

La branche de la science qui explore les interactions chimiques entre les poussières et les gaz dispersés entre les étoiles.

Unité astronomique (UA)

Une unité de mesure égale à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, environ 93 millions de miles ou 150 millions de km.

Couche de gaz entourant une planète, une étoile ou une lune.

Une lueur dans l'ionosphère d'une planète causée par l'interaction entre le champ magnétique et les particules chargées du Soleil.

Également connu sous le nom de pôles, il s'agit d'une ligne imaginaire passant par le centre de rotation d'un objet.

La distance angulaire d'un objet autour ou parallèlement à l'horizon à partir d'un point zéro prédéfini.

B

La théorie qui suggère que l'univers s'est formé à partir d'un seul point dans l'espace lors d'une explosion cataclysmique il y a environ 13,7 milliards d'années. C'est la théorie actuellement acceptée pour l'origine de l'univers et est soutenue par des mesures du rayonnement de fond et de l'expansion observée de l'espace.

Un système de deux étoiles en orbite l'une autour de l'autre.

Le noyau effondré d'une étoile massive. L'effondrement se poursuit jusqu'à ce qu'une singularité se forme et que la force gravitationnelle exercée sur tout ce qui l'entoure soit si forte que même la lumière ne peut s'en échapper.

Un décalage dans les lignes du spectre d'un objet vers l'extrémité bleue. Des objets comme la galaxie d'Andromède qui vient vers nous en témoignent.

C

La durée d'une exposition prise par un télescope.

Équateur céleste

Une ligne imaginaire qui divise la sphère céleste en un hémisphère nord et sud.

Pôles célestes

Les pôles Nord et Sud de la sphère céleste susmentionnée.

Sphère céleste

Une sphère imaginaire autour de la Terre sur laquelle les étoiles et les planètes semblent être positionnées.

Variable céphéide

Il s'agit d'une variable dont la lumière pulse selon un cycle régulier. La période de fluctuation est liée à la luminosité de l'étoile. Les Céphéides plus lumineuses auront une période plus longue. Utilisé pour aider à déterminer la constante de Hubble par Edwin Hubble.

Chromosphère

La partie de l'atmosphère du Soleil juste au-dessus de la surface.

Étoile circumpolaire

Une étoile qui ne se couche jamais mais reste toujours au-dessus de l'horizon. Cela dépend de l'emplacement de l'observateur et de la distance au-dessus ou au-dessous (pour les pôles Nord et Sud) de l'équateur depuis lequel il regarde.

Disque circumstellaire

Un tore ou une accumulation en forme d'anneau de gaz, de poussière ou d'autres débris en orbite autour d'une étoile à différentes phases de son cycle de vie.

Zone de poussière ou de gaz entourant le noyau d'un corps cométaire. Enveloppant généralement le noyau principal qui est nettement plus petit.

Une gigantesque boule de glace et de roche qui orbite autour du Soleil sur une orbite très excentrique. Some comets have an orbit that brings them close to the Sun where they form a long tail of gas and dust as they are heated by the Sun’s rays.

Conjunction

An event that occurs when two or more celestial objects appear close together in the sky.

Constellation

A grouping of stars that make an imaginary picture in the sky.

The outer part of the Sun’s atmosphere usually invisible except during an eclipse or from spacecraft fitted with special occulting discs.

Atomic nuclei (mostly protons) that are observed to strike the Earth’s atmosphere with extremely high amounts of energy. Can result in marks on CCD digital cameras when taking astronomical images.

A branch of science that deals with studying the origin, structure, and nature of the universe.

Matière noire

A term used to describe a theory which predicts that a large amount of the matter in our universe cannot be seen, but can be detected by its gravitational effects on other bodies.

Debris Disk

A ring-shaped circumstellar disk of dust and debris in orbit around a star. Seen in the earliest period of the formation of solar systems around stars such as our Sun.

Declination

The angular distance of an object in the sky from the celestial equator. (Abbreviated DEC)

The amount of matter contained within a given volume.

The surface of the Sun or other celestial body projected against the sky.

Doppler Effect

The apparent change in wavelength of sound or light emitted by an object in relation to an observer’s position. An easy analogy for this is the sound of a police siren as it approaches and then goes away from a stationary listener, and the change in pitch.

Double Star

A grouping of two stars. This grouping can be apparent, where the stars seem close together, or physical, such as a binary system.

Dwarf Planet

A celestial body orbiting the Sun that is massive enough to be rounded by its own gravity but has not cleared its neighbouring region of planetesimals and is not a satellite. Definition clarified by the IAU several years ago when the de-classified the former planet Pluto.

E

Eccentricity

The measure of how an object’s orbit differs from a perfect circle.

The total or partial blocking of one celestial body by another.

Eclipsing Binary

A binary system where one object passes in front of the other, cutting off some or all of its radiation. (e.g. light)

An imaginary line in the sky traced by the Sun as it moves in its yearly path through the sky.

Electromagnetic Radiation

The radiation emitted across the entire electromagnetic spectrum from radio to gamma rays.

Electromagnetic Spectrum

The full range of frequencies, from radio waves to gamma waves. Long wavelength to short respectively.

An ellipse is an oval shape. Johannes Kepler discovered that the orbits of planets were elliptical in shape rather than circular.

Elliptical Galaxy

A galaxy whose structure shaped like an ellipse and is smooth and lacks complex structures such as spiral arms.

The angular distance of a planetary body from the Sun as seen from Earth.

A table of data arranged by date. Ephemeris tables are typically there to list the positions of the Sun, Moon, planets and other solar system objects.

The two points at which the Sun crosses the celestial in its yearly path in the sky.

Escape Velocity

The speed required for an object to escape the gravitational pull of an astronomical body.

Event Horizon

The invisible boundary around a black hole past which nothing can escape the gravitational pull – not even light.

Extragalactic

A term that means outside of or beyond our own milky way galaxy.

Extraterrestrial

A term used to describe anything that does not originate on Earth. SETI is the search for intelligent life outside of our planet.

F

In physics and chemistry, the Faraday constant (named after Michael Faraday) is the magnitude of electric charge per mole of electrons.

Bright patches that are visible on the Sun’s surface, or photosphere in optical wavelengths.

A faint red star that appears to change in brightness due to explosions on its surface. These can be rapid and sometimes periodic.

G

Galactic Halo

The name given to the spherical region surrounding the centre, or nucleus of a galaxy

Galactic Nucleus

A tight concentration of stars, and in some cases a supermassive black hole, found at the innermost regions of a galaxy.

A large grouping of stars, of which our Milky Way is one type.

The highest energy, shortest wavelength form of electromagnetic radiation.

Geosynchronous Orbit

An orbit in which a satellite’s orbital velocity is matched to the rotational velocity of the planet. A spacecraft in geosynchronous orbit appears to hang motionless above one position of a planet’s surface.

Giant Molecular Cloud (GMC)

Massive clouds of gas in interstellar space composed primarily of hydrogen molecules. These clouds have enough mass to produce thousands of stars and are frequently the sites of new star formation.

Globular Cluster

A tight, spherical grouping of hundreds of thousands of stars. Globular clusters are composed of older stars and are usually found around the central regions of a galaxy.

Gravitational Lens

A concentration of matter such as a galaxy or cluster of galaxies that bends light rays from a background object. Gravitational lensing results in duplicate images of distant objects.

A mutual physical force of nature that causes two bodies to attract each other.

H

The point in space at which the solar wind meets the interstellar medium or solar wind from other stars.

Heliosphere

The space within the boundary of the heliopause containing the Sun and the Solar System.

An element consisting of one electron and one proton. Hydrogen is the lightest of the elements and is the building block of the universe. Stars form from massive clouds of hydrogen gas.

Hubble’s Law

The law of physics that states that the farther a galaxy is from us, the faster it is moving away from us.

Hydrostatic equilibrium

A state that occurs when compression due to gravity is balanced by a pressure gradient which creates a pressure gradient force in the opposite direction. Hydrostatic equilibrium is responsible for keeping stars from imploding and for giving planets their spherical shape.

Hypergalaxy

A system consisting of a spiral galaxy surrounded by several dwarf white galaxies, often ellipticals. Our galaxy and the Andromeda galaxy are examples of hypergalaxies.

Je

Inclination

A measure of the tilt of a planet’s orbital plane in relation to that of the Earth.

Inferior Conjunction

A conjunction of an inferior planet that occurs when the planet is lined up directly between the Earth and the Sun.

International Astronomical Union (IAU)

The internationally recognised authority for assigning designations to celestial bodies and their surface features.

Interplanetary Magnetic Field

The magnetic field carried along with the solar wind.

Interstellar Medium

The gas and dust that exists in open space between the stars.

A region of charged particles in a planet’s upper atmosphere. In Earth’s atmosphere, the ionosphere begins at an altitude of about 25 miles and extends outward about 250.

Irregular Galaxy

A galaxy with no spiral structure and no symmetric shape. Irregular galaxies are usually filamentary or very clumpy in shape.

J

A unit used in radio astronomy to indicate the flux density (the rate of flow of radio waves) of electromagnetic radiation received from outer space. A typical radio source has a spectral flux density of roughly 1 Jy. The jansky was named to honour Karl Gothe Jansky who developed radio astronomy in 1932.

A narrow stream of gas or particles ejected from an accretion disk surrounding a star or black hole.

K

A temperature scale used in sciences such as astronomy to measure extremely cold temperatures. The Kelvin temperature scale is just like the Celsius scale except that the freezing point of water, zero degrees Celsius, is equal to 273 degrees Kelvin. Absolute zero, the coldest known temperature, is reached at 0 degrees Kelvin or -273.16 degrees Celsius.

Kepler’s Laws

Three laws that define the motion of bodies around s star or in orbit, formulated by Johannes Kepler.

A distance equal to 1000 parsecs.

Kuiper Belt

A large ring of icy, primitive objects beyond the orbit of Neptune. Kuiper Belt objects are believed to be remnants of the original material that formed the Solar System. Some astronomers believe Pluto and Charon are Kuiper Belt objects.

L

Lagrange Point

A series of stable orbital positions proven by French mathematician and astronomer Joseph Louis Lagrange.

Lenticular Galaxy

A disk-shaped galaxy that contains no conspicuous structure within the disk. Lenticular galaxies tend to look more like elliptical galaxies than spiral galaxies.

An effect caused by the apparent wobble of the Moon as it orbits the Earth. The Moon always keeps the same side toward the Earth, but due to libration, 59% of the Moon’s surface can be seen over a period of time.

An astronomical unit of measure equal to the distance light travels in a year, approximately 5.8 trillion miles.

The outer edge or border of a planet or other celestial body.

Local Group

A small group of about two dozen galaxies of which our own Milky Way galaxy is a member.

The amount of light emitted by a star.

M

Magellanic Clouds

Two small, irregular galaxies found just outside our own Milky Way galaxy. The Magellanic Clouds are visible in the skies of the southern hemisphere.

Magnetic Field

A condition found in the region around a magnet or an electric current, characterised by the existence of a detectable magnetic force at every point in the region and by the existence of magnetic poles.

Magnetic Pole

Either of two limited regions in a magnet at which the magnet’s field is most intense.

Magnetosphere

The area around a planet most affected by its magnetic field. The boundary of this field is set by the solar wind.

The degree of brightness of a star or other object in the sky according to a logarithmic scale. Our Sun has a magnitude of -26.74.

A measure of the total amount of material in a body, defined either by the inertial properties of the body or by its gravitational influence on other bodies.

Typically used to describe everything with mass that can be seen/measured in the context of astronomy.

An imaginary circle drawn through the North and South poles of the celestial equator.

Minor Planet

A term used to describe objects, such as asteroids, that are in orbit around the Sun but are not planets or comets.

Molecular Cloud

An interstellar cloud of molecular hydrogen containing trace amounts of other molecules such as carbon monoxide and ammonia.

N

A term used to describe a point directly underneath an object or body.

A cloud of dust and gas in space, usually illuminated by one or more stars. Nebulae represent the raw material the stars are made of.

A fundamental particle produced by the nuclear reactions in stars. Neutrinos are very hard to detect because the vast majority of them pass completely through the Earth without interacting.

Neutron Star

A compressed core of an exploded star made up almost entirely of neutrons. Neutron stars have a strong gravitational field and some emit pulses of energy along their axis. These are known as pulsars.

Newton’s laws of motion

A series of laws used to describe forces on bodies developed by Sir Isaac Newton.

A star that flares up to several times its original brightness for some time before returning to its original state.

La fusion nucléaire

The nuclear process whereby several small nuclei are combined to make a larger one whose mass is slightly smaller than the sum of the small ones. Nuclear fusion is the reaction that fuels the Sun, where hydrogen nuclei are fused to form helium.

O

The angle between a body’s equatorial plane and orbital plane.

Occultation

An event that occurs when one celestial body conceals or obscures another. For example, a solar eclipse is an occultation of the Sun by the Moon.

A theoretical shell of comets that is believed to exist at the outermost regions of our solar system. The Oort cloud was named after the Dutch astronomer who first proposed it.

Open Cluster

A collection of young stars that formed together. They may or may not be still bound by gravity. Some of the youngest open clusters are still embedded in the gas and dust from which they formed.

The position of a planet when it is exactly opposite the Sun in the sky as seen from Earth. A planet at opposition is at its closest approach to the Earth and is best suitable for observing.

The path of a celestial body as it moves through space.

P

The apparent change in position of two objects viewed from different locations.

A large distance often used in astronomy. A parsec is equal to 3.26 light-years.

The point in the orbit of the Moon or other satellite at which it is closest to the Earth.

The point in the orbit of a planet or other body where it is closest to the Sun.

To cause a planet or satellite to deviate from a theoretically regular orbital motion.

A particle of light composed of a minute quantity of electromagnetic energy.

Photosphere

The bright visible surface of the Sun.

A celestial body orbiting a star or stellar remnant that is massive enough to be rounded by its own gravity, is not massive enough to cause thermonuclear fusion, and has cleared its local region of planetesimals.

Planetary Nebula

A shell of gas surrounding a small, white star. The gas is usually illuminated by the star, producing a variety of colours and shapes.

A form of ionised gas in which the temperature is too high for atoms to exist in their natural state. Plasma is composed of free electrons and free atomic nuclei.

The apparent shift of the celestial poles caused by a gradual wobble of the Earth’s axis.

An explosion of hot gas that erupts from the Sun’s surface. Solar prominences are usually associated with sunspot activity and can cause interference with communications on Earth due to their electromagnetic effects on the atmosphere.

Prograde Orbit

In reference to a satellite, a prograde orbit means that the satellite orbits the planet in the same direction as the planet’s rotation. A planet is said to have a prograde orbit if the direction of its orbit is the same as that of the majority of other planets in the system.

Proper Motion

The apparent angular motion across the sky of an object relative to the Solar System.

Protoplanetary Disk

A rotating circumstellar disk of dense gas surrounding a young newly formed star.

Dense regions of molecular clouds where stars are forming.

A spinning neutron star that emits energy along its gravitational axis. This energy is received as pulses as the star rotates. Discovered by Dame Jocelyn Bell and Anthony Hewish in the late 1960s.

Q

A highly luminous object found in the remote areas of the universe. Quasars release incredible amounts of energy and are among the oldest and farthest objects in the known universe.

Quasi-Stellar Object

Sometimes also called quasi-stellar source, this is a star-like object with a large redshift that gives off a strong source of radio waves. They are highly luminous and presumed to be extragalactic.

R

Radial Velocity

The movement of an object either towards or away from a stationary observer.

Energy radiated from an object in the form of waves or particles.

Radio Galaxy

A galaxy that gives off large amounts of energy in the form of radio waves.

Radio Telescope

A Telescope used to detect radio Waves.

A shift in the lines of an object’s spectrum toward the red end. Redshift indicates that an object is moving away from the observer. The larger the redshift, the faster the object is moving. Can be denoted by the letter “z”.

A state in which an orbiting object is subject to periodic gravitational perturbations by another.

Retrograde Motion

The phenomenon where a celestial body appears to slow down, stop, then move in the opposite direction. This motion is caused when the Earth overtakes the body in its orbit.

Retrograde Orbit

The orbit of a satellite where the satellite travels in a direction opposite to that direction of the planet’s rotation.

Right Ascension

The amount of time that passes between the rising of Aries and another celestial object. Right ascension is one unit of measure for locating an object in the sky. Abbreviated RA

Roche Limit

The smallest distance from a planet or other body at which purely gravitational forces can hold together a satellite or secondary body of the same mean density as the primary. At a lesser distance, the tidal forces of the primary would break up the secondary.

The spin of a body about its axis.

S

A natural or artificial body in orbit around a planet.

Seyfert Galaxy

A main-sequence star that rotates rapidly, causing a loss of matter to an ever-expanding shell.

A type of star which is believed to be surrounded by a thin envelope of gas, which is often indicated by bright emission lines in its spectrum.

Of, relating to, or concerned with the stars. Sidereal rotation is that measured with respect to the stars rather than with respect to the Sun or the primary of a satellite.

Singularity

The centre of a black hole, where the curvature of space-time is maximal. At the singularity, the gravitational tides diverge.

Solar Cycle

The approximately 11-year quasi-periodic variation in frequency or number of solar active events.

Éclipse solaire

A phenomenon that occurs when the Earth passes into the shadow of the Moon.

Solar Flare

A bright eruption of hot gas in the Sun’s photosphere. Solar prominences are usually only detectable by specialised instruments but can be visible during a total solar eclipse.

A flow of charged particles that travels from the Sun out into the Solar System.

Spectrometer

A detector that can be connected to a telescope that can separate the signals into different frequencies, producing a spectrum.

Spiral Galaxy

A galaxy that contains a prominent central bulge and luminous arms of gas, dust, and young stars that wind out from the central nucleus in a spiral formation. Our galaxy, the Milky Way, is a spiral galaxy.

A giant ball of hot gas that creates and emits its own radiation through nuclear fusion.

Amas d'étoiles

Un grand groupe d'étoiles, de quelques dizaines à quelques centaines de milliers, liées entre elles par leur attraction gravitationnelle mutuelle.

Steady State Theory

The theory that suggests the universe is expanding but exists in a constant, unchanging state.

Stellar Wind

The ejection of gas from the surface of a star. Many different types of stars, including our Sun, have stellar winds. The stellar wind of our Sun is also known as the Solar wind. A star’s stellar wind is strongest near the end of its life when it has consumed most of its fuel.

Supergiant Star

The stage in a star’s evolution where the core contracts and the star swells to about five hundreds times its original size. The star’s temperature drops, giving it a red colour.

A supernova is a vast explosion caused when a star above a certain mass exhausts its fuel and then gradually works its way through higher elements, burning them until a point where fusion can no longer occur. The core of the star can then collapse and if the star is large enough cause a supernova explosion.

Supernova Remnant

An expanding shell of gas ejected at high speeds by a supernova explosion. Supernova remnants are often visible as diffuse gaseous nebulae usually with a shell-like structure. Many resemble “bubbles” in space.

Synchrotron radiation

The electromagnetic radiation emitted when charged particles are accelerated radially.

T

An instrument used to collect electromagnetic radiation (e.g. radio waves) from distant objects and enable direct observation.

The boundary between the light side and the dark side of a planet or other body.

The passage of a celestial body across an observer’s meridian also the passage of a celestial body across the disk of a larger one.

Trans-Neptunian Object (TNO)

Any one of a number of celestial objects that orbit the Sun at a distance beyond the orbit of the planet Neptune.

U

Ultraviolet

Electromagnetic radiation at wavelengths shorter than the violet end of visible light. The atmosphere of the Earth effectively blocks the transmission of most ultraviolet light, which can be deadly to many forms of life.

Universal Time (UT)

Also known as Greenwich Mean Time, this is local time on the Greenwich meridian. Universal time is used by astronomers as a standard measure of time.

V

Van Allen Belts

Radiation zones of charged particles that surround the Earth. The shape of the Van Allen belts is determined by the Earth’s magnetic field.

Variable Star

A star that fluctuates in brightness. These include eclipsing binaries.

Visible Light

Wavelengths of electromagnetic radiation that are visible to the human eye.

Visual Magnitude

A scale used by astronomers to measure the brightness of a star or other celestial object. Visual magnitude measures only the visible light from the object. A logarithmic scale is used.

W

The distance between consecutive crests of a wave. This serves as a unit of measure of electromagnetic radiation.

White Dwarf

A very small, white star formed when an average sized star uses up its fuel supply and collapses. This process often produces a planetary nebula, with the white dwarf star at its centre.

X

Electromagnetic radiation of a very short wavelength and very high-energy. X-rays have shorter wavelengths than ultraviolet light but longer wavelengths than cosmic rays.

Y

Yellow Dwarf

An ordinary star such as the Sun at a stable point in its evolution.

Z

A term used by astronomers to symbolise the redshift of an object.

Zeeman Effect

Named after the Dutch physicist Pieter Zeeman, is the effect of splitting a spectral line into several components in the presence of a static magnetic field.


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I would expect the authors to be talking about the signal in terms of janskys, the now-commonly-used units of flux density. The typical definition is
$1text< Jansky>=10^<-26>text< Watts meters>^<-2>text< Hertz>^<-1>$
One Hertz is one cycle per second, which makes me suspect that the "c" stands for cycle. It does seem curious that the authors choose to use cycles/second instead of Hertz, but that could be simply a convention of the time.


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I would expect the authors to be talking about the signal in terms of janskys, the now-commonly-used units of flux density. The typical definition is
$1text< Jansky>=10^<-26>text< Watts meters>^<-2>text< Hertz>^<-1>$
One hertz is one cycle per second, which makes me suspect that the "c" stands for cycle. It might seem curious that the authors choose to use cycles/second instead of hertz, but as the papers were published in 1964 and 1955, and the hertz was only adopted on a large scale in 1964, the older term "cycles per second" is more fitting, given the time period.


A &ldquostrange&rdquo unit radio astronomy - Astronomy

SARS-CoV-2 (Coronovirus)
While there are "social distancing" restrictions in force, I am not taking bookings for "in person" talks at least until April 2021. However, I am doing "virtual" talks by Zoom. Please see my talks pages for details.

Dedicated to Outreach and Education in Practical Astronomy

The Astronomical Unit exists to make reliable astronomical information available to all. I do this through providing free information on this web site and undertaking outreach activities, including Star-tales (astronomy-based story-telling for children and adults), giving Astronomical Talks and running Astronomy Courses in the local community. These outreach activities are run both independently and in association with local astronomical societies, the National Trust, BBC Stargazing Live, local community groups, schools, colleges and adult learning centres.

I also run a companion website, The Binocular Sky, specifically for Astronomy with Binoculars.


Radio Astronomy Laboratory

The Radio Astronomy Laboratory (RAL) was created in 1958 to foster research in radio astronomy, a discipline that naturally extends beyond the borders of traditional academic departments at Berkeley. Over the years, faculty and graduate students from the Astronomy, Physics, Chemistry, Electrical Engineering and Computer Science, and Geology and Geophysics departments have made use of the RAL's facilities.

The main activity of the RAL has been to build and maintain a radio astronomy observatory at Hat Creek, near Mt. Lassen, supported by on-campus laboratory facilities in Campbell Hall. The current observatory is a state-of-the-art array of ten radio telescopes (the BIMA array) that operate at millimeter wavelengths, one of only four such facilities in the world. The signals from the antennas are combined to make images of cosmic radio sources. In July 1998, the RAL entered into an agreement with the SETI Institute of Mountain View California to design, build and operate an array of radio telescopes of a radically new design operating at centimeter wavelengths, known as the Allen Telescope Array (ATA). The BIMA Array will soon be moved to a site in the Inyo Mountains and combined with the six telescopes of Caltech's OVRO array to form a new, more powerful instrument known as CARMA. The RAL will thus be operating two observatories capable of making observations from frequencies of 300 MHz to nearly 300 GHz, or nearly 10 octaves in frequency.

University observatories provide the best environment for future generations of radio astronomers and instrumentalists to be trained while carrying out cutting-edge research. The Radio Astronomy Laboratory at UC Berkeley has been one of the most important centers in the world producing new generations of radio astronomers and radio astronomy instrumentalists. Producing such technologically capable individuals also has the potential for producing commercial spin-offs and several such are anticipated from RAL's current projects.

The primary importance of current RAL projects will be the research done on galaxy and star formation, galaxy evolution, the distribution of dark matter, protostars, comets and other features of our universe. New scientific discoveries about our cosmos, about humankind's relationship to the heavens, and about our cosmic origins are anticipated results of these exciting projects. The three main efforts of these projects are:

BIMA-As part of a consortium consisting of the Universities at Berkeley, Illinois, and Maryland, the RAL has had prime responsibility for the continuing operations of and design modifications to the BIMA array at Hat Creek. Because of its high resolution and excellent spatial sampling capabilities, BIMA is the premier imaging instrument in the world at millimeter wavelengths. The high fidelity images of complex structures in galaxies and dust clouds have made it possible to study large areas in fine detail. Fundamental advances in both galactic and extragalactic research have been made over the last twenty years with the BIMA array as it has grown from two antennae to the current ten.

CARMA-In order to maintain its leading position in millimeter-wave imaging, the institutions constituting BIMA will join with the California Institute of Technology to design and build the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA). When completed in 2005-06, CARMA will have outstanding sensitivity, as well as the highest resolution and best imaging of any millimeter-wave telescope in the world. CARMA will nearly triple the collecting area of the BIMA array and be located at a higher, drier site at 7800 ft in elevation, thus increasing the sensitivity of observations at the highest frequencies by nearly an order of magnitude. It is expected that the eight 3.5 millimeter telescopes of the University of Chicago Sunyaev-Zel'dovich Array will also be part of the new CARMA array, further enhancing the imaging capabilities of CARMA. The combination of these mixed telescope diameters, the high altitude site, and increase in sensitivity will make a whole new range of science possible. The goal is to establish CARMA as a multi-university facility for innovative research, novel technical developments, and training of the next generation of radio astronomers and experimentalists.

Allen Telescope Array-The design of the ATA was funded by philanthropists Paul G. Allen and Nathan P. Myhrvold in July 2000. Paul Allen was co-founder of Microsoft with Bill Gates, and Myhvold the director of strategic planning for Microsoft. The ATA will consist of 350 individual 20-foot antennas linked to form the equivalent of a single large antenna and will replace the BIMA telescopes currently located at the observatory. The current schedule calls for completion of the telescope array by December 2005. The telescope will be the first telescope to incorporate active interference mitigation in its design and will have, by far, the largest field-of view of any major radio telescope. This innovative project will be the first large telescope dedicated to the search for signals from extraterrestrial technological civilizations, and will thus engage the curiosity of people around the globe. For radio astronomy, the proposed array will make it possible to do entirely new kinds of observations not heretofore possible, and will undoubtedly generate new discoveries. It is already being hailed as a model for the future of radio telescopes by scientists around the world.


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