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  無線電波望遠鏡是指用來接收宇宙中天體(恆星、星系與黑洞等)發出的無線電波之天線與接收機,也可用來追蹤、通訊太空中的探查機衛星。無線電波望遠鏡通常以金屬碟盤或網格構成大型拋物面圓盤,與觀測其他電磁波譜望遠鏡外觀上有很大不同。這種望遠鏡觀察最長波長的光,範圍從1毫米到超過10公尺,相較之下可見光波長只有幾百奈米長,一奈米僅為一張紙厚度的1/10000。一般而言望遠鏡之反射鏡表面必須非常光滑,凹凸程度需控制在電磁波波長的十分之一左右,這意味著觀測最長波長的無線電波望遠鏡越容易把反射鏡建造得巨大(1960年代啟用的無線電波望遠鏡直徑就已達到305公尺而2016年最大可見光望遠鏡直徑才10.4公尺)。無線電波望遠鏡因為是觀測波長最長的光所以其圖像解析度很低,為了提高解析度與收集足夠的低能量無線電波光子,拋物面圓盤反射鏡(天線)必須很大。無線電波望遠鏡可以單座天線使用也可以連線多座天線形成陣列使用,日本俄羅斯曾經發射無線電波衛星到太空中跟地面天線連線使用。不像光學望遠鏡只能在晚上觀測,無線電波望遠鏡在白天與夜間都可觀測。由於天文電波源例如恆星、星雲和星系都很遙遠,從這些天體發出的無線電波是非常微弱的,所以研究他們需要非常大的天線與極為敏銳的接收設備。來自宇宙的無線電波最早由貝爾電話實驗室的工程師Karl Guthe Jansky以研究雜訊的無線電波接收器(天線)偵測到,五年後的1937年業餘無線電愛好者格Grote Reber建造了第一座專用無線電波望遠鏡,該望遠鏡是直徑9公尺的拋物面天線,他使用該座天線進行的宇宙調查被認為是無線電波天文學領域的開端。當今世界最大可動式無線電波拋物面圓盤是格林班克望遠鏡(Green Bank Telescope),直徑100公尺可完全轉向。這是在安全且準確操作可動式無線電波圓盤的標準下所能達到最大尺寸。位於波多黎各的Arecibo無線電波天線直徑305公尺在1960年代開始使用,其拋物面圓盤不能轉向,但可以移動接收器來指向目標,其拋物面圓盤由島上喀斯特地形凹陷地所支撐。預計2016年9月開始使用的中國FAST(又名天眼)宣稱直徑500公尺(有的資料指出其有效直徑為300公尺),但跟Arecibo一樣天線無法轉動,只能觀測剛好從上方飛過的天體太空望遠鏡分辨太空中物體能力稱為角解析度,為觀測的波長除以天線直徑大小,該計算數值越小得到的宇宙天體圖像越精細。無線電波望遠鏡觀察很長的波長,所以即使最短的無線電波波長除以最大的天線,所得的圖像角解析度只等同於人類以肉眼觀測天空的角解析度。為了使其角解析度達到光學望遠鏡等級數學破解了這個難題:集合多座天線同時觀測天體以獲得單個巨大口徑無線電波望遠鏡同樣的解析度。這個方法由諾貝爾物理學獎得主馬丁·賴爾(Martin Ryle)所提出。

格林班克望遠鏡為當今最大可轉向無線電波望遠鏡

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1960年代開始使用的口徑305公尺Arecibo無線電波望遠鏡不能轉動天線只能接收其上方天體發出的無線電波

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   ALMA(阿塔嘎瑪大型毫米波/次毫米波陣列)建造在智利北部海拔約5000公尺的阿塔嘎瑪沙漠裡。該地區的年降雨量不到100mm,天空幾乎全年都是清澈的。在阿塔嘎瑪的高海拔區,傳來的無線電波不會被地面水汽吸收,因此可在相對較短的波長(更高的頻率)觀察無線電波。ALMA是一個有66座拋物面天線的巨大電波干涉法陣列。 ALMA由五十座直徑12公尺的天線與“阿塔嘎瑪緊緻陣列(ACA)”所構成,ACA則是由四座直徑12公尺天線、十二座直徑7公尺天線組成。由德國設計的兩輛130公噸巨型卡車負責搬運這些天線,當天文學家想觀測深太空裡的大範圍目標時,兩輛卡車就要搬動望遠鏡使成為靠攏型陣列;想觀測星系裡的一小部分細節時,就搬動望遠鏡使間距拉遠,依靠這兩輛專用運輸卡車可使ALMA變焦來進行想要的宇宙觀測。藉由在一區域內展開這些可動式天線,ALMA達到了相當於口徑18.5公里望遠鏡的解析度成為世界上最敏銳和最高解析度的毫米波和次毫米波望遠鏡。ALMA於2002年開工建造,並於2013年開始科學觀測。阿塔嘎瑪緊緻陣列能夠以高敏銳度觀察深太空天體,另一方面對深太空天體不具高敏銳度的五十座直徑12公尺天線可在極高解析度下詳細觀察緊緻天體。結合這些資料ALMA可以獲得各種大小天體極為真實的無線電波高解析度影像。ALMA的解析度是速霸陸望遠鏡和哈伯太空望遠鏡的10倍。

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  ALMA是以代表亞洲的日本國立天文台(NAOJ)、代表歐洲的歐南天文台(ESO)與代表北美的國家電波天文台(NRAO)之間的合作計畫,智利則提供土地以及建造營運參與此計畫。臺灣中央研究院與日本國立自然科學研究機構(NINS)協議,以ALMA-日本計畫的一員加入ALMA團隊。之後國科會與美國國家科學基金會(NSF)達成臺灣與ALMA-北美團隊合作協議。中央研究院天文及天文物理研究所負責ALMA接收機的研發、測試、製造。日本ALMA計畫事務所負責開發和製成阿塔嘎瑪緊緻陣列包括天線的高精度干涉法系統、ACA相關器、三種主要集中在次毫米波的接收機。歐洲與美國各自建造25座直徑12公尺天線。

 

  電磁波根據其波長分成幾種類別。可被我們的眼睛所看到的電磁波稱為“可見光”。最接近紅外線的無線電波被稱為“次毫米波”(波長為0.1mm~1mm、頻率為300GHz~3THz);次短的無線電波被稱為“毫米波”(波長為1mm~10mm、頻率為30GHz~300GHz)。我們不能以可見光望遠鏡觀察宇宙中的塵埃和氣體,因為他們的溫度非常低(低至-260度C),不會發出可見光或紅外線。然而使用無線電波望遠鏡,我們可以透過冰冷塵埃和氣體發出的毫米波/次毫米波來觀察宇宙陰暗區域。由於技術難度和地域限制(水汽吸收電波)以次毫米來觀測並不普遍,但ALMA克服了這些困難開啟了次毫米波觀測。隨著ALMA開始正式科學運作,我們可以看到早期宇宙中原星系的形成,恆星和行星的誕生以及與生命起源有關的有機分子。要清楚地觀察遠處的天體,增加望遠鏡直徑是必要的。拿可見光望遠鏡觀測土星作為例子;以直徑幾公分的小型望遠鏡觀測,我們無法看到土星環。另一方面使用直徑30公分的望遠鏡,我們不僅可以看到土星環,也可看到它是由幾個各別的環構成。為了更詳細研究環的結構,我們將需要具有更大直徑的高性能望遠鏡,這例子也適用無線電波望遠鏡。增加望遠鏡直徑可以獲得更高解析度目標天體圖像;然而由於結構限制建造單個巨大口徑望遠鏡是困難的。解決辦法是使用干涉法的開口合成技術。該方法集合多座無線電波望遠鏡同時觀測天體,讓其分佈的距離等同單一巨大望遠鏡直徑以獲得同樣的解析度,並結合這些望遠鏡所獲得的觀測資料,而不是構建造單個巨大無線電波望遠鏡。

 

 

 

無線電波望遠鏡的基礎知識

望遠鏡的角解析度(識別小物體的能力)與望遠鏡的主反射鏡直徑成正比。如果想更清楚地看到土星環,我們需要一個較大直徑的望遠鏡。當我們用更大的望遠鏡,像是2.4公尺主反射鏡的哈伯太空望遠鏡(可見光望遠鏡),我們可以看到更詳細和清晰的天體影像。無線電波望遠鏡的情況也相同,加大天線的直徑來更清楚地觀看遠處物體是必要的。但是問題在於解析度由波長除以反射鏡(天線)直徑所決定,次毫米波波長大約是可見光波長的1000倍,要以次毫米波的波長來達成與哈伯望遠鏡相同的角解析度,必須準備一個直徑2400公尺(2.4公尺×1000)的巨大望遠鏡。但實際情形在地球上建造這樣巨大的望遠鏡似乎是不可行的:對此的解決方法是使用干涉法的開口合成技術。無線電波望遠鏡的觀測資料以天線接收到的電波頻率和訊號強度表示,而不是一個美麗的天體圖像。無線電波圖像跟大家熟悉的熱成像圖一樣,藉由收集和分析大量數據來產生。

 

 干涉法如何運作<1>辨別來源位置

無線電波干涉法就是以不同位置兩座天線間距等於單座虛擬巨大望遠鏡直徑來實現高解析度的技術,有高解析度影像就可辨別來源位置。假定兩座天線位在不同地點但都指向同一個X天體,雖然兩座天線指向同一個方向但因為位置不同,天線收到X天體的資料將會相異。因為光線和無線電波在太空中以同樣速度行進,從X天體發出的無線電波會在相同時間點抵達同樣位置的兩座天線。當兩座天線位在不同位置時,A天線距離X天體較B天線多了邊長C距離使得收到無線電波時間比較晚,易言之X天體在特定時間點發出的無線電波抵達位置不同的兩座天線會有時間差。被兩座天線收到的無線電波轉換成數位訊號,把兩座天線得到的波的波峰與波谷進行重合可發現最接近的波形。當重合兩座天線得到的波峰時波會被增強,重合兩個波的波峰與波谷時波會被減弱,這稱為干涉法。當獲得位置不同的兩座天線時間差就可以計算出邊長C的長度,與X天體的角度E與距離D也可以被計算出來。至此只從一方向獲得X天體角度,之後利用各個位置不同的配對天線重複相同計算並粽合該數據就可更準確地確定X天體的位置。

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 干涉法如何運作<2>以開口合成技術產生圖像

假設一部極高解析度數位相機拍攝的高畫質圖像只涵蓋目標的一小部分,例如在拍攝你的臉蛋時只能拍到皮膚毛細孔,這樣的數位相機是完全沒用的。同樣地只利用兩部天線的干涉法,雖可得到高解析度圖像,但卻不能得到天體整體形狀圖。ALMA採用多種技術來解決這個問題:其中之一是多種天線配置加上利用地球轉動提高聚光能力來觀測目標天體。即使只有兩座天線,綜合兩座天線的各種配置(距離和位置)所取得的多次觀測結果,雖可得到相當於一座巨大天線高解析度觀測結果;然而為了獲得天體整體詳細圖像每次觀測後必須改變天線配置,這需要花費很多時間和精力來進行。對此的解決方法為利用地球自轉的"開口合成技術"該方法為諾貝爾物理獎得主馬丁·賴爾(Martin Ryle)所發明。從X天體來看,地球出現三維轉動,這表示地球上66座ALMA天線隨著地球轉動而改變其位置。這個概念就是比起只固定66座天線進行觀測,移動等同於單一巨大虛擬望遠鏡解析度的兩座天線來觀測其涵蓋的面積更大。由於ALMA散佈66座天線以獲得一口徑達到18.5公里巨大無線電波天線來進行觀測,可以在10分鐘內獲得二維無線電波圖像。如果花費更多時間(觀察約8小時)隨著地球轉動,我們可以得到極高解析度的天體整體圖像。利用地球轉動的開口合成技術將顯著地改善圖像品質和以驚人清晰度向我們展示未知宇宙。

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ALMA波長:0.1mm~10mm 直徑18.5公里   最高解析度:0.0000000054

RATAN-600波長:0.8公分~50公分 直徑576公尺 最高解析度:0.0000139

Arecibo波長:3公分~1公尺 直徑305公尺  最高解析度:0.00009836

FAST波長:10公分~4.3公尺 直徑500公尺 有效直徑300公尺  最高解析度:0.0002  

比較上面4種望遠鏡解析度,雖然FAST號稱口徑較Arecibo大但考慮波長,Arecibo解析度是比FAST還要高的而ALMA的解析度最高是Arecibo的1.8萬倍。ALMA、Arecibo除了被動接收無線電波外還具有發射無線電波的能力而FAST則只能被動接收無線電波。

 

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