KESKUSTELU

Kaukoputken tai antennin erottelukyky on verrannollinen aallonpituuteen jaettuna vastaanottimen halkaisijalla. Yhdistämällä interferometrisin keinoin useampia vastaanottimia, voidaan saada (optimioloissa tietyin käytännössä hankalin rajoittavin ehdoin) sama erottelukyky kuin yhdellä vastaanottimella, jonka koko on sama kuin äärimmäisten vastaanottimien välimatka. Hubblen halkaisija on noin 2,5 m, tuon radioteleskooppisatelliitin ja maa-aseman muodostaman systeemin tehollinen halkaisija on 300 miljoonaa metriä. Radioaaltojen pitempi aallonpituus syö osan suhteesta, mutta jo kauan apertuurisynteesillä muodostetut radioteleskooppikuvat ovat olleet tarkempia kuin mitkään optiset kuvat.

Apertuurisynteesiä vastaavia interferometrisiä menetelmiä on kokeiltu myös kaukoputkihavainnoissa, mutta käsittääkseni ilman merkitävää läpimurtoa. Lyhyt aallonpituus ja suuri taajuus tekevät interferometriasta käytännössä vaikeaa.

On syytä erityisesti huomata, että vaikka apertuurisynteesi kasvattaa erottelukykyä, se ei kasvata valon (tai muun säteilyn) keräyskykyä. Supertarkkuuksia voidaan käyttää vain kohteille, jotka ovat havaittavalla aallonpituusalueella hyvin kirkkaita.

Lisätietoa:
http://en.wikipedia.org/wiki/Aperture_synthesis

Ja mitä tuo "Hubblen lyöminen" muka edes tarkoittaa? Optinen ja radioteleskooppi ovat ihan erilaatuisia värkkejä ja kun on kyse tietyistä tehtävistä niin Hubblehan on "lyöty" jo vaikka kuinka monen luotainen voimin. Eihän Hubble kykene siihenkään, mitä vaikkapa Kepler tekee.
http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/

Ja jos avaruuden ihmeistä haluaa saada näyttäviä valokuvia, niin sehän ei radioteleskoopilla edes onnistu ja siinä lajissa Hubblen lyöminen onnistuu vain maanpäällisillä jättilaitteilla tai uudella avaruusteleskoopilla. Suunnitteillahan on jopa n. 40 metrin peilejä
http://en.wikipedia.org/wiki/European_E ... _Telescope

Ja ehkä James Webbkin saadaan joskus avaruuteen vaikka juuri nyt sen homma kuseekin pahasti.

Teleskooppien resoluutio märäytyy viime käsessä diffraktiorajan perusteella. Karkea kaava sen laskemiseksi on aallonpituus/halkaisija ja tulos on radianeissa.

Tuo pätee niin yhtenäisen peilin kuin useammasta peilistä koostuvista ryhmistä (halkaisija ääripisteiden mukaan mitattuna), jos signaali voidaan yhdistää oikeassa vaiheessa.

Hubblen peili mitoitettiin aikoinaan toimimaan n. 120 nm ultraviolettiaallonpituuden saakka ja teleskoopin halkaisijan ollessa 2,4 m saadaan diffraktiorajaksi 50 nanoradiaania eli 10.000 mikrokaarisekunttia.

Mikä sitten on kulloinkin käytössä olevan kameran pikselikoko ja mitä jälkikäteen väärin hiotun peilin korjaamiseksi asennetun korjauslinssistön "silmälasien" vaste ultraviolettialueella on, vaikuttaa siihen, mikä tuo resoluutio todellisuudessa on.

Radioastronin 22 GHz alueella aallonpituus on 1,3 cm, joten 300.000 km korkeudella tällä yksinkertaistetulla kaavalla diffraktiorajaksi saadaan 43 pikoradiaania eli 9 mikrokaarisekuntia, eli aika lähelle ilmoitettua 7 mikrokaarisekunttia.

Suhdeluku 10.000 uas/9 uas on kyllä lähempänä 1000 kuin 10.000 .

En tiedä, miten tuohon suhdelukuun 10.000 on päädytty, ehkä käyttämällä Hubblen pisintä aallonpituutta (1700 nm) ja Radioastronin lyhimpiä aallonpituuksia (1,3 cm).

On muistettava, ettei kahdella kaukana toisistaan olevalla teleskoopilla saada välittömästi kuvaa, vaan joudutaan ottamaan useampia otoksia eri antennikonfiguraatioilla. Kuvauksesta saadaan nopeutettua, jos useampia antenneja on siroteltu ääripisteiden väliin.

VLBI mittaus, jossa on useampia antenneja eri mantereilla, jolloin ääriteleskooppien väli on luokkaa 10.000 km, joka 1,3 cm aallonpituudella antaa 250 uas kulmaerottelukyvyn. Maan pyörimisen ansiosta teleskooppien keskinäinen asema vaihtelee, jolloin signaalia saadaan kerättyä "puuttuvista" paikoista.

Toinen esimerkki on VLA http://en.wikipedia.org/wiki/Very_Large_Array, jossa 27 kpl 25 antennia voidaan siirrellä kolmen 21 km pitkää kiskoa pitkin, jotta saadaan erilaisia antennien keskinäisiä sijaintipaikkoja, siten nopeuttaen kuvausta.

Radioastronin elliptisen radan ansiosta maanpäällisten teleskoopien ja Radioastronin välimatka vaihtelee jatkuvasti, jolloin "puuttuvia" positiosta saadaan otettu kuvia.

Jos tuntee radio- ja antennitennitekniikkaa on helppo verrata tilannetta stakattuihin antenneihin, jossa kaksi tai useampi antenni on yhdistetty samaan syöttöjohtoon. Kun antenneja viedään muutaman aallonpituuden päähän toisistaan, pääsäteilykeila kapanee, mutta samalla sivukeilojen määrä ja voimakkuus kasvaa.

Jos on tarve erottaa kaksi lähekkäistä signaalilähdettä toisistaan, hyvin kapea pääsäteilykeila riittä tähän, jos antenniryhmän sivukeilojen kautta ei tule muita häiriöitä. Jos sivukeilojen suunnasta tulee häiritseviä signaaleja, täytyy sivukeilat vaimentaa, esim. asentamalla lisää antenneja ääripäissä olevien antennien väliin. Tällöin jäljellä jää vain yksi terävä pääkeila, mutta ei enää sivukeiloja.

Tähtitieteen kannalta tämä merkitsee sitä, että kahdella kaukana toisistaan olevalla radioteleskoopilla voidaan erotella toisistaan kaksoistähden komponentit yhdellä mittauksella, jos se on jossain hiljaisella taivaan alueella. Jos pitää saada "kuvaa" joltain alueelta, joudutaan tekemään varsin monta mittausta joko monella antennilla tai eri aikoina eri paikoista.