Astronomija

Kateri radiofrekvenčni razponi so najbolj koristni za astronomijo?

Kateri radiofrekvenčni razponi so najbolj koristni za astronomijo?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ne morem dobiti ideje državljanska radijska astronomija iz glave in izbira antene (zasnove) je močno odvisna od želenega frekvenčnega območja.

Teleskop Arecibo je kot moj zlati standard deloval od 300 MHz do 10 GHz. Jovian Whistlers kot lep sončni vir je opazen na približno 20 MHz. Potem obstajajo tudi nekateri frekvenčni pasovi, ki se komercialno ne uporabljajo zaradi astronomije, kot je prikazano npr. v predstavitvi:

Zdaj poskušam ugotoviti, kateri frekvenčni pasovi so za katere namene pomembni za astronomijo. Moj sanjski odgovor bi vseboval tabelo s frekvenčnim obsegom stolpcev, koristmi za astronomijo, zapleti (kot je zemeljska uporaba frekvenc) in drugimi opombami.

Sorodno


Radijska astronomija vključuje širok razpon frekvenc, ki zajema območje od $ sim $10 MHz do $ sim $100 GHz.$ ^ { dagger} $ Pri štirih velikostnih zaporedih je najdragocenejši pas močno odvisen od vrste predmeta, ki ga opazujete, in od tega, kateri sprejemniki so dejansko na voljo na določenem teleskopu. Glede na raznolikost virov je težko seznam omejiti na majhno število pomembnih pasov, zato ta odgovor še zdaleč ni izčrpen - opravičujem se vsem izjemno visokofrekvenčnim opazovalcem spektralnih črt tam zunaj. Resnično izčrpen odgovor bi bil dolg več strani, zato se bom temu odrekel v korist krajšega pregleda.

Spektralne črte

Najbolj znana radijska linija je znamenita vodikova linija, ki nastane pri prehodu z vrtenjem. Njegova frekvenca mirovanja je približno 1420 MHz, toda tako kot pri vseh spektralnih črtah bodo ekstragalaktični viri HI zaradi kozmološkega rdečega premika prikazali linijo na bistveno nižjih frekvencah. Enako velja za oblake znotraj Rimske ceste zaradi njihovega gibanja glede na nas, čeprav v precej šibkejši meri. Nevtralni vodik je pomembno lokalno orodje (npr. Preslikava strukture Rimske ceste) in za vire z visokim rdečim premikom (npr. Zagotavlja priročno orodje za sondiranje zgodnjega vesolja v času reionizacije).

Obstajajo štiri glavne hidroksilne radikalne linije med 1612 MHz in 1720 MHz, vključno s črto 1665 MHz, ki je pripeljala do prvega odkrivanja maserjev. Še vedno ostajajo ena ključnih molekul, zaznanih pri masiranju virov, hidroksilni megamaserji pa ostajajo trenutno prevladujoči tip megamaserjev. Pomembno je, da hidroksilne črte ležijo na nasprotni strani vodne luknje od vodikove črte.

Ogljikov monoksid (12CO) ima rotacijske prehode pri večkratnikih 115 GHz, pri čemer so najbolj opazne črte pri 115 GHz in 230 GHz (13CO ima tudi linijo blizu 110 GHz). So zelo koristni za sondiranje molekularnih oblakov, kar pomeni, da lahko raziskave CO razkrijejo strukture, ki jih na zemljevidih ​​HI morda ni.

To je le nekaj ključnih spektralnih črt v radijskem spektru; poročilo Nacionalne akademije znanosti iz leta 1991 je pripravilo veliko obsežnejši seznam spektralnih črt z različnimi prednostnimi nalogami. Vključeni so formaldehid, voda (še dve ključni molekuli maserja), metanol, amonijak, metin in devterij, skupaj s številnimi drugimi. Skoraj vsi ležijo med 1 GHz in 300 GHz (le dva reda velikosti!). Še podrobnejši seznam najdete tukaj.

Opazovanje kontinuuma

Nekatere širokopasovne vire je mogoče opazovati v več pasovih, opazovanja pa lahko izkoristijo obstoječe sprejemnike, ki se pogosto uporabljajo v druge namene. Na primer, Arecibo L-Band Feed Array ali ALFA je vključeval vodikovo linijo 1,4 GHz in je bil pomemben za raziskave nevtralnega vodika (npr. ALFALFA), vendar se je izkazalo, da so bile njegove zmogljivosti zelo koristne tudi za iskanje pulsarjev (npr. PALFA ). Zato lahko opazovalci kontinuuma uporabljajo nekatere zgoraj omenjene pasove, odvisno od razpoložljivih sprejemnikov in zalednih pasov.

Kljub temu različne vrste vrha kontinuuma oddajajo pri različnih frekvencah, zato lahko spekter zagotovo razdelimo na koščke. The Priročnik o dodelitvi frekvenc in zaščiti spektra za znanstvene namene nekaj lepih slik to ponazarja na straneh 13 in 14 v 4. poglavju. Ne bom jih reproduciral, ker nisem prepričan o statusu avtorskih pravic, bistvo pa je naslednje:

  • Pulsarji so najnižje frekvenčni kontinualni viri, ki jih lahko opazimo pod nekaj GHz. Pogosto se uporablja pas 406-410 MHz, vendar se zaradi razpoložljivosti pogosto uporabljajo tudi sprejemniki 1,4 GHz. Ker impulzni profili včasih kažejo različne značilnosti na različnih frekvencah, je lahko zelo koristno opazovati isti pulsar v različnih pasovih.
  • Ostanki supernove (SNR) povzročajo radijsko oddajanje s sinhrotronsko emisijo iz relativističnih elektronov in so dejansko vidni v precej širokem razponu frekvenc (s sinhrotronsko emisijo tudi v drugih delih elektromagnetnega spektra). Nisem tako seznanjen z radijskimi SNR opazovanji.
  • Enako velja za radijske galaksije, ki jih je mogoče zaznati predvsem s sinhrotronsko emisijo v podobno velikem frekvenčnem območju.
  • Kozmično mikrovalovno ozadje je črno telo; pri trenutni temperaturi 2,7 K doseže vrh blizu 300 GHz, kar ga spet postavi blizu meje radijske astronomije.

Zaščiteni trakovi in ​​neuporabni trakovi

Številne spektralne črte (npr. Linija HI) ležijo v zaščitenih frekvenčnih pasovih v številnih jurisdikcijah s širinami, ki v idealnem primeru upoštevajo rdeče premike ali satelitske linije. Zaščiteni so bili tudi nekateri ključni kontinuumski pasovi (npr. 406-410 MHz). Žal človeške dejavnosti niso edina stvar, zaradi katere so nekateri deli spektra neuporabni. Na primer, tlačno razširjene kisikove cevi v območju od 50 do 70 GHz so lahko problematične. Vodna para poleg močne linije pri 22 GHz proizvaja tudi močne linije pri 557 GHz, 752 GHz in 970 GHz.$ { ddagger} $


$ ^ { dagger} $Strogo gledano, resnično obstajajo opazovanja v območju THz, toda na tej točki meja med radijsko in infrardečo astronomijo postane nekoliko mahljiva.

$ ^ { ddagger} $Glej Bistvena radioastronomija avtor Condon & Ransom.


Priročnik o dodelitvi frekvenc in zaščiti spektra za znanstvene namene (2007)

1.1ZNANSTVENI CILJI ZAŠČITE PREDHODNOSTI

Odbor za dodeljevanje frekvenc in zaščito spektra za znanstvene namene opozarja na izjavo o nalogi Nacionalnega raziskovalnega sveta in Odbora za radijske frekvence 1 (CORF): svetovanje ameriškim vladnim agencijam o potrebah po zaščiti spektra in dodelitvi znanstvenih raziskav . Znanstvene raziskave, ki uporabljajo radijski spekter, bi imele koristi od ameriških upravljavcev radijskih frekvenc, ki sodelujejo z upravniki drugih uprav 2 na prihodnjih svetovnih konferencah o radiokomunikacijah (WRC), da bi izboljšali dostop do spektra za radioastronomsko službo (RAS) in satelitsko službo za raziskovanje zemlje. (EESS). (Poleg RAS in EESS znanstveniki uporabljajo tudi druge storitve. (Glej tabelo 1.1.) Pomembno je, da svetovne konference o radiokomunikacijah, na katerih RAS in EESS niso izrecno obravnavane, ne spreminjajo radijskih predpisov na načine, ki bi biti škodljiv za te storitve.

Zaščita pasov, dodeljenih znanstvenim službam, pred izlitjem emisij iz sosednjih pasov je ključni del zagotavljanja vitalnosti znanosti. A še odkrito znanje o vesolju je kodirano v spektru sevanja, ki prispe na Zemljo. Spekter je torej vir, ki ga je treba zaščititi za prihodnje generacije, ki bodo razvile tehnologijo za odkrivanje in dekodiranje teh informacij.

Znanstvene storitve so zaščitene tako z dodeljevanjem frekvenc kot z nekaterimi posebnimi geografskimi omejitvami za druge uporabnike, kot je geografska omejitev v tihem območju Nacionalnega radia, ki vključuje Nacionalni radioastronomski observatorij in objekt rsquos v Green Bank v Zahodni Virginiji. Takšna zaščita je potrebna, ker v nekaterih pasovih znanstvenih storitev radijske emisije iz zračnih in vesoljskih oddajnikov obstajajo zelo blizu frekvenc atomske in molekularne spektralne črte & mdashfor

CORF je stalni odbor Nacionalnega raziskovalnega sveta, ki deluje pod okriljem Odbora za fiziko in astronomijo. Za več informacij o CORF obiščite spletno stran www.nationalacademies.edu/corf.

& LdquoAdministration & rdquo je tuje telo, ki se pogaja o mednarodnih zadevah.

TABELA 1.1 Znanstvene storitve

Satelitska služba za raziskovanje Zemlje

Daljinsko zaznavanje iz orbite, tako aktivno kot pasivno, in podatkovne povezave s teh satelitov

Mednarodna storitev globalnega navigacijskega satelitskega sistema (GNSS)

Natančni podatki o položaju in času

Služba za meteorološke pripomočke

Radijske komunikacije za meteorologijo, npr. Vremenski baloni

Meteorološka satelitska služba

Pasivna zemeljska opazovanja za sprejem radijskih valov kozmičnega izvora

Radijske komunikacije, ki se ukvarjajo izključno z delovanjem vesoljskih plovil in mdashin, sledenjem vesolja, vesoljsko telemetrijo in vesoljskim telekomandam

Znanstvene satelitske telemetrije in podatkovne povezave, vesoljska radijska astronomija in druge storitve

na primer v pasovih, dodeljenih za opazovanje hidroksila (OH) med 1660 in 1668,4 MHz. V zadnjih letih se je ta težava zelo povečala, zlasti z uvedbo močnejših vesoljskih oddajnikov in uporabo modulacijskih tehnik razširjenega spektra. Ker sta radioastronomija in občutljivost na motnje na daljavo tako velika in ker zaščite terena (uporaba geografskih značilnosti za blokiranje radijskih signalov določenih frekvenc) ni mogoče uporabiti, je najtežje preprečiti motnje iz bočnih pasov nekaterih vesoljskih oddajnikov, čeprav so njihove osrednje oddajne frekvence morda zunaj radijskih astronomskih pasov. Poleg tega bo v ZDA težko ali nemogoče dobiti dodatne geografske omejitve.

1.2UREDITVENE STRUKTURE

Radijski predpisi so oblikovani na več ravneh in vključujejo množico kratic (glej Dodatek I). Na mednarodni ravni sektor za radiokomunikacije Mednarodne telekomunikacijske zveze (ITU-R) oblikuje predpise prek svetovnih konferenc o radiokomunikacijah in priporočila z delom svojih različnih študijskih skupin.

Velik del dela ITU-R poteka prek njegovih študijskih skupin, ki so nadalje organizirane v delovne skupine in delovne skupine. Ta se ukvarjajo s posebnimi področji ali problemi in ponujajo študije vprašanj v zvezi s tehničnimi in postopkovnimi vidiki radijskih komunikacij. Študijska skupina 7 je odgovorna za uporabo spektra za znanstvene raziskave (znanstvene storitve): sistemi daljinskega zaznavanja so skrb Delovne skupine 7C (WP7C), radijska astronomija pa Delovne skupine 7D (WP7D). Druge storitve iz študijske skupine 7 so naslednje: WP7A, časovni in frekvenčni standardi WP7B, vesoljske raziskave in satelitske storitve raziskovanja Zemlje (večinoma komunikacije). The

vključene storitve zagotavljajo podporo interesom in uporabo znanstveni skupnosti. Mednarodni svet znanstvenih zvez (ICSU), ki deluje pod pokroviteljstvom Organizacije Združenih narodov za izobraževanje, znanost in kulturo (UNESCO), zagotavlja dodatne prispevke znanstvene skupnosti prek Znanstvenega odbora za dodelitev frekvenc za radioastronomijo in vesoljske znanosti (IUCAF ). IUCAF sponzorirajo tri mednarodne znanstvene zveze: Mednarodna astronomska zveza (IAU), Mednarodna zveza za radijske znanosti (URSI) in Odbor za vesoljske raziskave (COSPAR).

Rezultat dela ITU-R je obsežen sistem formalnih dokumentov, ki vključuje naslednje:

Vprašanja& mdash, ki določajo predmete, ki jih je treba preučevati v študijskih skupinah

Priporočila in poročila& mdash, ki beležijo zaključke teh študij in

Predpisi& mdash, ki jih sprejmejo pristojne uprave in imajo status pogodbe. Opombe lahko nudijo dodatne informacije in pogosto zagotavljajo zaščito določenih storitev na primarni ali sekundarni osnovi.

Vsako priporočilo morajo odobriti vse uprave znotraj ITU-R, preden začne veljati, zato so priporočila splošno veljavna. Končna razprava in sprejetje mednarodnih radijskih predpisov poteka na svetovnih konferencah o radiokomunikacijah, ki se zdaj odvijajo približno vsaka 3 do 5 let.

Odnos med nacionalnimi in mednarodnimi radijskimi regulativnimi in svetovalnimi organi glede Radioastronomske službe in Satelitske službe za raziskovanje Zemlje je zapleten. Glej sliki 1.1 in 1.2, ki prikazujeta povezave med mnogimi od teh agencij in njihov medsebojni odnos tako na nacionalni kot na mednarodni ravni.

Znotraj Združenih držav zvezno vladno uporabo spektra ureja Zvezna komisija za komunikacije (FCC). Uporabo zvezne vlade ureja Nacionalna uprava za telekomunikacije in informacije (NTIA), ki je del ameriškega ministrstva za trgovino. Večina, če ne celo, uporaba spektra za znanstvene raziskave je v skupni pristojnosti zvezne vlade / ne-zvezne vlade. Številne zvezne agencije imajo pisarne za upravljanje spektra in mdash, na primer Ministrstvo za obrambo (DOD), Nacionalna uprava za aeronavtiko in vesolje (NASA) in Nacionalna znanstvena fundacija (NSF). Interdepartment Radio Advisory Committee (IRAC) je stalni odbor, ki svetuje NTIA glede potreb po spektru in uporabe oddelkov in agencij vlade ZDA.

Ameriška administracija je ustanovila študijske skupine na nacionalni ravni, delovne skupine in delovne skupine, ki odražajo tiste, ki delujejo v okviru ITU-R. Na primer, ameriška delovna skupina 7C (ZDA WP7C), del ameriške študijske skupine 7, razvija stališča ZDA in osnutke dokumentov v zvezi z daljinskim zaznavanjem (ameriški WP7D to počne za RAS). Te dokumente pregleda Mednarodni svetovalni odbor za telekomunikacije ZDA (ITAC) in jih, če jih odobri, ameriško zunanje ministrstvo pošlje ITU-R kot prispevek za mednarodna srečanja.

V ZDA lahko radijski astronomi, znanstveniki EESS in drugi, ki uporabljajo pasivne in aktivne pasove za znanstvene raziskave, sodelujejo s sistemom upravljanja spektra prek CORF in ZDA WP7C in WP7D, ki imajo vse sestanke, ki so odprti za javnost . Prav tako lahko komunicirajo z uradi za upravljanje spektra NSF in NASA, FCC (prek javnih postopkov in predhodnih komentarjev, opisanih na http://www.fcc.gov/ogc/admain/ex_parte_factsheet.html) in NTIA, in s člani IUCAF.

Kot je navedeno zgoraj, je CORF odbor nacionalnega raziskovalnega sveta in deluje podružnico


Kateri radiofrekvenčni razponi so najbolj koristni za astronomijo? - astronomija

Vesolje je laboratorij z neodkritim znanjem, ki lahko ustvari nepredstavljene nove koristi in povsem nove panoge. Astronomija je naše orodje za odklepanje tega znanja. Da bi ohranili svojo sposobnost odkrivanja tega novega znanja, moramo preprečiti vmešavanje, ki blokira vesolje našega pogleda. Za optične astronome to pomeni zmanjšanje svetlobnega onesnaženja nočnega neba. Za radijske astronoma to pomeni preprečevanje motenj radijskih oddajnikov & # 8220noisy & # 8221, ki se prelivajo v naše občutljive sprejemne sisteme.

Z uporabo dobro znanih in lahko dostopnih inženirskih tehnik se lahko operaterji komunikacijskih in satelitskih sistemov izognejo poseganju v radijsko astronomijo. Tako kot vztrajamo, da industrijska podjetja uporabljajo dober inženiring, da ne bi onesnaževala zraka, vode in zemlje, moramo vztrajati tudi pri tem, da podjetja, ki upravljajo radijske oddajnike, uporabljajo dober inženiring, da ohranijo dragoceno okno človeštva v vesolju.

Zakaj radijski astronomi skrbijo zaradi motenj?

Na levi je slika zvezde VLA. Na desni je slika iste zvezde VLA & # 8217s, ko je satelit prehajal znotraj 25 stopinj od položaja zvezde na nebu. Podatke o zvezdi prekrivajo satelitski prenosi. Zasluge: G.B. Taylor, NRAO / AUI / NSF.

Radijski signali, ki prihajajo na Zemljo z astronomskih objektov, so izredno šibki in # 8212 milijonov (ali milijard) krat šibkejši od signalov, ki jih uporabljajo komunikacijski sistemi. Na primer, celični telefon, ki se nahaja na Luni, bi na Zemlji ustvaril signal, za katerega radijski astronomi menijo, da je precej močan. Ker so kozmični radijski viri tako šibki, jih zlahka prikrijejo umetne motnje. Mogoče celo slabši od popolnega prikrivanja, šibkejši moteči signali lahko onesnažijo podatke, zbrane z radijskimi teleskopi, kar lahko vodi astronome do napačnih interpretacij.

Katere vrste signalov motijo ​​radijsko astronomijo?

Po mednarodnem dogovoru so radijske frekvence razdeljene na bloke ali pasove, namenjene različnim vrstam uporabe. Na primer, veste, da so vse radijske postaje AM znotraj določenega frekvenčnega območja, ki se razlikuje od frekvenčnega pasu, v katerem najdete FM postaje. Podobno televizijske postaje uporabljajo drugačne frekvence kot recimo policijski dvosmerni radijski sprejemniki. Te mednarodne oznake frekvence so zasnovane tako, da preprečujejo, da bi ena vrsta postaje motila postaje druge vrste.

Številni frekvenčni pasovi so namenjeni radijski astronomiji. Ker radijski astronomi svoje delo opravljajo z izjemno občutljivo sprejemno opremo, oddajanje je na splošno prepovedan v radijskih astronomskih pasovih. Oddajniki, ki uporabljajo frekvence v bližini frekvenc, dodeljenih radijski astronomiji, lahko povzročijo motnje radijskih teleskopov. To se zgodi, ko je oddajnik & # 8217s neupravičeno & # 8220 širok & # 8221 preliven v radijske astronomske frekvence ali ko oddajnik oddaja frekvence zunaj predvidenega obsega. Do drugih motenj pride, ker radijski oddajniki pogosto nenamerno oddajajo signale na večkratnikih predvidene frekvence.

Ker se uporaba radia za naprave, kot so mobilni telefoni, brezžična računalniška omrežja, odpirači garažnih vrat in celo vrsta drugih uporab, še naprej povečuje, se nevarnosti za radijsko astronomijo zaradi neustrezno izdelanih oddajnikov povečujejo. Glavno grožnjo predstavljajo oddajniki v orbiti zemeljskih satelitov, saj so ti oddajniki nameščeni nad glavo, natanko tja, kjer morajo radijski astronomi usmeriti svoje teleskope za preučevanje vesolja. Poleg tega številne vrste opreme, ki se običajno ne štejejo za radijske oddajnike, zlasti računalniki ali sistemi z mikroprocesorji, oddajajo nezaželene radijske signale.

Kako je mogoče motnje čim bolj zmanjšati?

Črni signal prihaja iz satelita v orbiti okoli Zemlje. Vsi satelitski prenosi naj bi bili urejeni z mednarodnim sporazumom, da se ne bodo prelivali v zaščitena območja, ki jih uporabljajo radijski teleskopi. Kot lahko vidite, je bil ta satelit zgrajen tako, da je prezrl te predpise.

Dober inženiring lahko prepreči ali zmanjša motnje radijske astronomije. Prelivanje preširokih oddajnikov in drugih nenamernih signalov ne prispeva k izboljšanju učinkovitosti komunikacijskega sistema. Tehnologija, ki je na voljo radijskim inženirjem, lahko odpravi ali drastično zmanjša te neželene signale, ki ogrožajo radijsko astronomijo. Še posebej pomembno je, da je takšna tehnologija za zmanjšanje motenj vključena v orbite satelitov.

Radijski astronomi veliko naredijo sami, da zmanjšajo učinek motečih signalov, od lociranja radijskih teleskopov daleč od urbanih središč, kadar koli je to mogoče, do zasnove njihovih anten in elektronske opreme s funkcijami, ki zmanjšujejo motnje. Kljub temu potrebujejo pomoč in sodelovanje tistih, ki načrtujejo in upravljajo radijsko oddajno opremo, da ohranijo našo sposobnost pridobivanja novega znanja iz vesolja.

Komunikacija med radijskimi astronomi in drugimi uporabniki radijskega spektra je ključnega pomena. Inženirji v radijskih teleskopih pogosto lahko pomagajo s predlogi, kako zmanjšati motnje. Obstajajo številni primeri primerov, ko sta radijska opazovalnica in oddajnik sodelovala pri izvedbi tehnične rešitve, ki omogoča obema doseganje ciljev. Na primer, leta 1958 je bila ustanovljena Nacionalna radijska tiha cona, da bi zmanjšali možne škodljive motnje teleskopov v Green Bank in raziskovalnem obratu v Sugar Groveu v Zahodni Virginiji.

Ohranjanje sposobnosti pridobivanja znanstvenih spoznanj, ki jih lahko zberejo samo radijski teleskopi, zahteva trud in sredstva. Glede na dolgoletno zgodovino astronomije, ki prispeva k človeškemu napredku, in izjemno obljubo prihodnjega napredka je to naložba, ki se bo izredno povrnila celotnemu človeštvu.

Kje lahko preberem več?

& # 8220Interference in radioastronomija & # 8221, A. Richard Thompson, Tomas E. Gergely in Paul A. Vanden Bout, Fizika danes, November 1991, str. 41-49.


Hitri radijski izbruhi tvorijo najmočnejše signale iz vesolja

Eden najbolj neverjetnih pojavov v astronomiji je skrivnostni izbruh energije, znan kot hiter radijski izbruh.

Prvič zaznani leta 2007 so bili ti milisekundni impulzi intenzivne energije nekoč domnevno emisije v ozadju iz človeških virov, kot so radarske in mikrovalovne naprave.

Nedavne raziskave na temo se strinjajo, da je vir kozmične narave.

Ena teorija te močne oddaje povezuje s tujimi civilizacijami globoko v osrčju oddaljenih galaksij.

Če bi bilo to res, bi večina ljudi težko razumela vir, ki ustvarja te neverjetne količine energije.

Kako močni so ti izbruhi?

Če je bil izbruh sorte gama žarkov, en sekundni izbruh sprosti več energije kot naše sonce v milijardi letih.

Kakšen je lahko mehanizem za temi izbruhi?

Ugibajo se, da bi lahko bil energijski mehanizem trk dveh črnih lukenj, kolaps pulsarja ali nova vrsta visoko nabitih magnetnih zvezd, znanih kot magnetar.

Te hitre radijske izbruhe so zaznali le nekajkrat.

Radijski teleskop Molongo v Avstraliji je nebo iskal še več teh izbruhov. V enem opazovalnem večeru lahko ta radijski teleskop zajame več kot 1000 terabajtov podatkov.

Za primerjavo, vse strani s podatki na Wikipediji vsebujejo približno 5,87 terabajtov podatkov.

Ta neverjeten nabor podatkov nato ponoči skrbno išče te šibke milisekundne impulze.

No, vsaj vemo, da signali niso iz mikrovalovne pečice po hodniku!

Tu so zvoki hitrega radijskega izbruha iz vesolja.

V zadnjem času so zaznali hitre radijske izbruhe, ki se ponavljajo vsakih 16 dni.

Tukaj lahko izveste veliko več o najnovejših odkritjih glede FRB.

Najnovejše odkritje postavi hiter radio v našo Galaksijo Rimske ceste.

Do zdaj so bili FRB odkriti v višjem radiofrekvenčnem območju. FRB so zaznani tudi pri nižjih radiofrekvenčnih območjih.


Fazno preklopni interferometer

Fazno preklapljanje je sistem, ki se uporablja za povečanje diskriminacije in občutljivosti interferometra, pri katerem se med natančno določenimi frekvencami med obema viroma motečih signalov vklopi dodatna polvalna razlika poti. Medfazni signali nato postanejo izven faze in obratno, tako da izhodni signal modulira preklopna frekvenca in ga je lažje filtrirati iz notranje ustvarjenega šuma. (Diskriminacija je največja pri virih, ki so majhni v primerjavi z razmikom med interferometri in robovi)

V blokovnem diagramu se fazno stikalo uporablja za vnos bodisi 180 ° bodisi 360 ° (kar ustreza 0 ° nič stopinj) faznega premika v desni daljnovod s posebno frekvenco, ki jo detektor sprejemnika zlahka demodulira.

To generator preklopnega signala je kvadratni val, ki se občasno spreminja iz enega stanja v drugega, večkrat na sekundo, tako da v enem trenutku dobimo prvi vzorec motenj, v naslednjem pa drugi vzorec. Isti preklopni signal velja za a fazno občutljiv detektor, ki deluje sinhrono s faznim stikalom in tako odšteje drugi vzorec od prvega. Nastali vzorec je prikazan v tretjem delu slike 1. spodaj, vsak maksimum prvega vzorca je pozitiven vrh, vsak maksimum drugega vzorca pa negativni vrh.

Instrument, znan kot a fazno-preklopni interferometerje izumil Sir Martin Ryle leta 1951 in je ena večjih novosti v radijski astronomiji, za katero je leta 1974 prejel Nobelovo nagrado. To načelo in novejše različice se zdaj v radijski astronomiji zelo pogosto uporabljajo.

Lahko se vprašate, zakaj bi šli v toliko težav? Zakaj ne bi preprosto uporabili preprostega dodajanja interferometra in odpravili fazno stikalo in fazno občutljiv detektor? Čeprav je res, da so pri obeh vrstah na voljo enake informacije o kozmičnem viru, lahko instrument s faznim preklopom postane veliko manj občutljiv na spremembe, povezane z elektroniko sprejemnika. Tudi fazno stikalo povzroči, da se kozmični signal modulira na preklopni frekvenci, preden se ojači v sprejemniku. Hrup, ki ga ustvarja sprejemnik, ima enak splošni značaj kot vesoljski hrup, ta modulacija stikala pa deluje kot identifikacijska oznaka, ki pomaga ločevati od hrupa sprejemnika.

Tudi interferometer s faznim preklopom se manj odziva na razširjene vire, kot je splošno sevanje Mlečne ceste v ozadju, ki bi sicer lahko prikrilo šibkejše sevanje iz virov šibkejšega in majhnega premera. Če povzamemo interferometre za fazno preklapljanje ali novejše različice, je korelator interferometer, so močno boljši od preprostega dodajanja interferometra in so zdaj splošno uporabljeni pred njim.

"Fazno preklapljanje je pameten trik, kako narediti, da se v bistvu aditivni interferometer obnaša kot multiplikativen. Navaden aditivni interferometer ima nekaj neželenih lastnosti, kot da daje resice na velikem enosmernem podstavku, in potrebuje, da so kanali primerno amplitudo uravnoteženi z dajejo dobre rezultate. Fazno preklapljanje je način, kako se jim izogniti. " - Marko Cebokli

Informacije, ki temeljijo na člankih iz Sky & amp Telescope G.W. Swenson in amp W. Swenson, ml.


Kaj so radiofrekvenčni pasovi in ​​njihova uporaba?

RF je najnižji delež v elektromagnetnem spektru, znan kot medij analognega in sodobnega digitalnega brezžičnega komunikacijskega sistema. Širi se v območju med 3 KHz in 300 GHz. Vsi znani prenosni sistemi delujejo v območju radiofrekvenčnega spektra, vključno z analognim radiem, letalsko navigacijo, pomorskim radiem, amaterskim radiem, televizijskim oddajanjem, mobilnimi omrežji in satelitskimi sistemi. Oglejmo si vsak RF pas in področja uporabe RF spektra.

Zelo nizka frekvenca (ELF)

Frekvenca, ki se začne od 3 Hz do 3 KHz, je znana kot izredno nizka frekvenca ali obseg ELF v elektromagnetnem spektru. Ta razpon je zelo občutljiv na motnje in ga atmosferske spremembe zlahka popačijo. Težko je zasnovati sistem v takšnem besu, saj so potrebne večje valovne dolžine dolgih anten, ki jih je praktično nemogoče doseči. Znanstveniki uporabljajo ta frekvenčni pas pri potresnih študijah za razumevanje naravnih dejavnosti v zemeljski atmosferi.

Zelo nizka frekvenca (VLF)

Zelo nizka frekvenca je izhodišče RF in praktičnega radijskega prenosnega sistema, ki sega od 3 KHz do 30 KHz. Vendar je zasnova in izvedba antenskega sistema zaradi valovne dolžine izjemno zapletena. Uporablja se v podmornicah in se še vedno uporablja v časovni radijski postaji, ki sinhronizira signale ure med dvema oddaljenima lokacijama.

Nizka frekvenca (LF)

Nizka frekvenca je v območju od 30 KHz do 300 KHz. Ena pomembnih lastnosti LF signalov je, da se bo odseval v zemeljski ionosferi in je zato primeren za komunikacijo na dolge razdalje. Ker ima dolgo valovno dolžino in manj oslabitve z velikih terenov, kot so gore, ga na splošno imenujemo talni valovi.

Amaterski radijski operaterji uporabljajo nizkofrekvenčne signale. To je eden najpomembnejših virov prenosa informacij, kadar druge vrste komunikacijskih virov v nekaterih okoliščinah, kot so naravne nesreče, odpovejo. Druga področja so vojaške aplikacije, kot so podmornice, oznake RFID v bližnji komunikaciji in nekatera nizkofrekvenčna radijska oddaja.

Srednja frekvenca (MF)

Srednje frekvence so bile eno najbolj priljubljenih frekvenčnih pasov od začetka brezžičnega radijskega prenosa v začetku devetnajstega stoletja. MF deluje v območju od 300 KHz do 3 MHz. Zasnova oddajnikov, sprejemnikov in anten je razmeroma manj zapletena kot drugi visokofrekvenčni pasovi prenosa. MF se pogosto uporablja v AM radijskem prenosu, navigacijskih sistemih za ladje in letala, signalih v sili, zaščiti pred stroški in drugih eksperimentalnih aplikacijah.

Visoka frekvenca (HF)

Visokofrekvenčni signali se gibljejo med 3 MHz in 30 MHz. Ta frekvenčni pas je znan tudi kot kratki val. Odseva ga tudi zemeljska ionosfera in je eden od primernih pasov za komunikacijo na dolge razdalje. Visokofrekvenčni pas večinoma uporablja letalska industrija, komunikacije bližnjega polja (NFC), vladni sistemi, radioamaterji in vremenske postaje.

Zelo visoka frekvenca (VHF)

Zelo visoka frekvenca je eden najpogosteje uporabljenih pasov, ki ima območje delovanja od 30 MHz do 300 MHz. VHF frekvenca se pogosto uporablja v analognem televizijskem oddajanju, saj se je začela pred nekaj desetletji. FM radijsko oddajanje pri frekvencah od 88 MHz do 108 MHz deluje v frekvenčnem pasu VHF.

Kontrolorji zračnega prometa in letalski piloti za komunikacijo uporabljajo frekvenco med 118 MHz in 137 MHz. Druga uporaba vključuje zasebno in poslovno radijsko postajo, medicinsko opremo (slikanje z magnetno resonanco), radioamaterstvo in vojaške aplikacije. Običajno ga prizadenejo veliki tereni, vendar primeren za komunikacijo na kratke razdalje.

Ultra visoke frekvence (UHF)

Zelo visoke frekvence so najpomembnejši frekvenčni pasovi za sodobne brezžične komunikacijske sisteme. Začne se od 300 MHz do 3 GHz in je zelo zapleten pri načrtovanju in izvedbi sistema. Ima veliko podfrekvenčnih pasov, nekateri so omejeni in dodeljeni samo za določene aplikacije. Uporablja se v navigacijskih sistemih GPS, satelitih, pozivnikih, Wi-Fi, Bluetooth, televizijskem oddajanju in predvsem mobilnem prenosu GSM, CDMA in LTE.

Super visoka frekvenca (SHF)

Super visoka frekvenca je v območju od 3 GHz do 30 GHz. Deluje lahko samo na vidni poti, ker kakršna koli ovira med oddajnikom in sprejemno postajo prekine komunikacijo. Običajno se uporablja za komunikacijo od točke do točke, satelitske sisteme, digitalno TV oddajanje v pasu Ku (storitev DTH & # 8211 neposredno do doma), Wi-Fi (5 GHz kanal), mikrovalovne pečice in mobilna omrežja. Valovodi so primerni med oddajnikom in anteno zaradi večjih izgub običajnih RF kablov. Oblika sistema je v pasu SHF izjemno težka zaradi manjše valovne dolžine in zapletenosti.

Izredno visoke frekvence (EHF)

Extremely high frequency band is the highest in RF frequency spectrum which range between 30 GHz and 300 GHz. EHF is only used in advanced communication systems due to its complex nature and line of sight requirement. EHF is used in radio astronomy and remote sensing (weather analysis). It is suggested to use for high speed internet systems like 5G technology for future transmission networks due to large bandwidth availability.

Conclusion

RF is a broad spectrum and many of its characteristic has not been experimented yet. It has lot of possibilities in medical applications like MRI technology (even up to 12 Tesla for medical research), seismography and oceanic studies. RF transceivers are significant components in interplanetary missions such as Mars exploration mission. Our future digital communication systems may rely on high frequency bands of RF spectrum since it can support higher bandwidth.


Radio astronomy

the branch of astronomy dealing with the study of celestial objects, such as the sun, stars, and galaxies, by observing the radio waves they emit in the wavelength range from fractions of a millimeter to several kilometers. Radio astronomy sometimes also includes radar astronomy, in which case it is referred to as active radio astronomy, in contradistinction to passive radio astronomy, which deals with observations of the natural radio emissions of celestial objects.

Observations of electromagnetic waves in the radio-frequency range substantially complement observations of celestial bodies in the optical and shorter-wavelength bands, including the X-ray band. As early as the 19th century, it was proposed that the sun emits radio radiation, and attempts were made to detect such radiation however, the radiation detectors used were not nearly sensitive enough for this purpose. It was not until 1931 that K. Jansky of the USA accidentally discovered appreciable radio emission from the Milky Way at a wavelength of 14.6 m. In 1942 radio emission was discovered from the quiet sun, and in 1945, from the moon. In 1946 the first discrete, or localized, source of radio emission was discovered in the constellation Cygnus. Its physical nature remained unknown until 1954, when a distant galaxy at the location of the radio emission was finally detected in the optical band. In the 1960&rsquos results of radio observations were widely used in the study of physical phenomena occurring in celestial objects.

Theoretical investigations have established that nearly all observed radio-astronomical phenomena involve radio emission mechanisms known in physics. These include the following: thermal radiation of solid bodies, as exhibited by planets and small bodies in the solar system bremsstrahlung of thermal electrons in the ion fields of the cosmic plasma, as observed in gaseous nebulas in the Milky Way and in the atmosphere of the sun and stars magnetic braking radiation of subrelativistic electrons in cosmic magnetic fields, as observed in active regions on the sun, in radiation belts around certain planets, and in radio galaxies and quasars and various combinations of processes in a plasma, as in radio bursts on the sun and Jupiter and other phenomena. In addition to the continuous radiation spectrum from the above phenomena, monochromatic radiation from celestial objects has also been observed. The basic mechanisms by which spectral lines are produced are quantum transitions between different atomic and molecular energy levels. The line of neutral hydrogen, with a wavelength of 21 cm, arises from transitions between hyperfine sublevels of the hydrogen atom this line and the recombination lines of excited hydrogen are of major importance in radio astronomy. Most of the many tens of molecular radio lines observed involve transitions between energy levels resulting from the rotation of molecules (rotational sublevels).

Cosmic radio emission is studied with radio telescopes. Broadband radiometers are used to observe continuous spectra, and spectral lines are recorded using different types of radio spectrographs. Special radio-telescope instruments, such as radio spectrometers and radio polarimeters, enable us to study the spectral composition, intensity, polarization, and other characteristics of radio emission. Signals from cosmic sources are, as a rule, extremely weak consequently, radio telescopes used in research are equipped with very large antennas, and the most sensitive detection devices are used. The antenna of the largest radio telescope&mdashthe T-shaped telescope near Kharkov, USSR&mdashhas an area of approximately 100,000 m 2 , and the most sensitive radiometers can register temperature changes of 0.001°&ndash0.0001 °K. Radio images of celestial objects are obtained by using single (for example, parabolic) reflectors, as in optical astronomy, and also by more complex radio interfero-metric methods of observing. These methods make it possible to synthesize radio images of celestial bodies by accumulating the emission from a given object over a certain period of time. Advances in the recording of high-frequency electric oscillations and in frequency stabilization have made it possible to carry out interferometric observations by comparing recordings obtained from widely separated stations not linked by radio-frequency channels of communication. Great distances between stations ensure high resolution in determining the directions of radio sources.

Radio telescopes can be used to conduct sky surveys and detailed studies of individual objects. Once radio sources are discovered, they are entered into catalogs by 1974 approximately 100 catalogs had been published containing data on tens of thousands of objects, most of which are located far beyond the Milky Way Galaxy.

Depending on the objects investigated, radio astronomy is conventionally divided into solar, planetary, galactic, and ex-tragalactic radio astronomy. Solar radio astronomy involves the study of the solar atmosphere, including the chromosphere, the corona, the outer corona, and the solar wind. The main problem is the explanation of solar activity. The nature of radio emission from the sun differs in the different wavelength ranges. Millimeter-wavelength emission, which is associated with bremsstrahlung of electrons of the solar chromosphere plasma in the electric fields of ions, is relatively quiet. Centimeter-wavelength emission strongly depends on bremsstrahlung and magnetic braking radiation from the hot magnetized plasma above sunspots. Finally, meter-wavelength emission from the sun is highly unstable and resembles bursts over the relatively stable level of bremsstrahlung from the solar corona. The intensity of the bursts is sometimes tens of millions of times greater than the radiation from the quiet corona. These bursts are apparently the result of fluxes of high-speed particles traveling through the solar atmosphere. Studies of the solar wind are based on the wind&rsquos scattering of radio waves from distant radio sources.

Planetary radio astronomy involves the study of the thermal and electrical properties of the surface of planets and their satellites it also studies the atmosphere and radiation belts of the planets. Radio observations substantially add to results obtained in the optical band this is especially true for planets whose surfaces are hidden from the terrestrial observer by dense clouds. Such observations have made it possible to measure the temperature of the surface of Venus and to estimate the density of the planet&rsquos atmosphere. They have also led to the discovery of Jupiter&rsquos radiation belts and the high-intensity radio bursts in Jupiter&rsquos atmosphere. Radar methods make possible extremely precise measurements of planetary distances and rotation periods, as well as the mapping of the surface of planets.

Galactic radio astronomy studies the structure of the Milky Way Galaxy and the activity in its nucleus, the physical state of interstellar gas, and the nature of the various galactic radio sources. The remnants of supernovas and clouds of gas ionized by ultraviolet radiation from stars are both powerful galactic radio sources. In 1967 pulsating radio sources, called pulsars, were discovered. These objects are apparently associated with rapidly rotating neutron stars whose powerful magnetospheres give rise to radio emission. In the same year, sources of exceptionally bright and narrow emission lines of the hydroxyl radical (OH) were discovered later, lines of several molecules were also detected. These lines probably originate in a maser mechanism of radiation. A second powerful cosmic maser is water vapor, which is found under certain conditions in compact clouds of interstellar gas. Physical conditions in the interstellar gas have also been studied using radio-frequency spectral lines of excited hydrogen and a large number of molecular lines. Radio emission has been detected from certain other types of new stars. The radio emission from close binary systems in which one of the components may be a &ldquoblack hole,&rdquo has attracted particular attention. Galactic radio astronomy also involves the study of the structure of the magnetic field of the Milky Way Galaxy and has proved useful in investigations into the origin of cosmic rays.

Extragalactic radio astronomy involves the study of all objects outside the Milky Way Galaxy. The overwhelming majority of these objects are known as &ldquonormal&rdquo galaxies. Such galaxies are characterized by relatively weak radio emission, resulting from the motion of high-speed electrons in the galaxies&rsquo magnetic fields. Galaxies with more active nuclei exhibit radio emission hundreds of times more intense than that of normal galaxies. Radio emission hundreds and even thousands of times more intense is characteristic of radio galaxies. The vast majority of radio galaxies have a two-component structure, in which the optical object&mdashusually an immense elliptical galaxy&mdashis situated between the components and is often itself an extremely weak radio source. Each component usually has a bright feature near the edge. The components of radio galaxies were apparently ejected from the nuclei of optical galaxies and moved off with high velocities.

The energy of relativistic electrons and of the magnetic field in the components of radio galaxies attains enormous values &mdashup to 10 61 ergs&mdashand probably increases in the course of intermittent explosions in the galactic nuclei. As of 1975, the cause of such violent activity in these nuclei remains a mystery.

The most powerful extragalactic radio sources, however, are quasars, which, although visible in the optical band, bear no resemblance to normal galaxies. Quasars exhibit radio emission that varies noticeably over periods ranging from several weeks to several years. Such variability is possible only if the radio-emitting regions have relatively small linear dimensions this has been confirmed by direct observations of the structure of quasars. Wide-base interferometers have detected features measuring less than 10 &ndash3 sec of arc these may be clouds or fluxes of ultrarelativistic particles moving in magnetic fields. The detailed structure of quasars has not yet been studied sufficiently, and the nature of quasars remains unknown.

In addition to discrete extragalactic radio sources, background emission has also been detected outside the Galaxy. This background radiation results from the combined radio emission of a large number of weak sources not individually distinguishable and of isotropic emission corresponding to a temperature of approximately 2.7°K. The latter emission was radiated by matter that filled the metagalaxy at an early stage in the evolution of the universe. This matter (plasma) was then of greater density than now and had a temperature of 3000°&ndash5000°K. This residual emission indicates that the universe today differs from what it was in ages past, when it was dense and hot. Calculations of the number of extragalactic radio sources support the contention that at an earlier time either the concentration of radio sources in the neighborhood of the Milky Way Galaxy was higher or the average intensity of the sources was much greater. It would also seem that the apparent concentration of radio sources decreases rapidly at great distances, that is, at still earlier stages in the evolution of the universe. This may be attributed to the absence of radio sources&mdashand, perhaps, of galaxies in general&mdashat this earlier stage. However, the decrease in concentration may also be the result of intense scattering of radio emission in the extragalactic gas.

Radio-astronomical research is conducted at many astronomical observatories and institutes, and there are specialized radio observatories as well. In the USSR such activities are coordinated by the Scientific Council on Radio Astronomy of the Academy of Sciences of the USSR and by the Astronomical Council of the Academy of Sciences of the USSR. Radio-astronomical research on an international scale is coordinated by the International Astronomical Union.


Ključne besede

Radio astronomy is allocated several frequency windows below 2 GHz for observations from ground level (Table 1). These frequencies are listed by the International Telecommunication Union in Article 5 of the Radio Regulations. Recommendation ITU-R RA.769 (Thompson Reference Thompson, Lewis and Emerson 2004) outlines the protection criteria that are necessary to enable radio astronomical observations without interference. Most of the allocated windows are also listed for radio astronomy for our national spectrum manager, monitored by the Malaysian Communication and Multimedia Commission (MCMC) (Spectrum Plan 2011). We compare the allocations to our neighbouring country's spectrum manager, namely the Thailand National Broadcasting and Telecommunication Commission (NBTC) (Thailand Table of Frequency Allocations 2011).

Table 1. Malaysia (MCMC), Thailand (NBTC), and ITU allocation for radio astronomical windows below 2 GHz.

One of the most widely observed spectral lines occur at a wavelength of 21 cm, which has a rest frequency of 1420.4057 MHz relating to the neutral atomic hydrogen line (H i ). Important H i researches include study of evolution of galaxy and galaxy clusters. Examples of galaxy clusters within the L band are the Virgo cluster (at frequency 1415 MHz) and the Coma cluster (around 1388 MHz). The galaxy clusters that this study has identified as suitable candidates for our L-band observations are A262 and A569.

Observations of galaxy and galaxy clusters in the L band can lead to research in cosmology as the effect of dark matter and dark energy to our universe can be seen through the observational effect of galaxy rotation curves in individual spiral galaxies (Rubin & Ford Reference Rubin and Ford 1970), velocity dispersion distribution by applying the virial theorem (Zwicky Reference Zwicky 1937), and gravitational lensing due to foreground objects of galaxy cluster (Einstein Reference Einstein 1933). These techniques can also be used for galaxy cluster (both in low and high redshifts). In the large scale of the galaxy cluster, the distribution of the galaxy cluster is varied by the richness of the cluster. For the intermediate clusters, H i is distributed evenly throughout the field of the clusters. When the galaxies tend to move towards the cluster centre, an H i deficiency is more noticeable. This is due to the ram-pressure stripping that has occurred within the galaxies because the hot intracluster gas in the cluster centre is sweeping out the H i gas from the galaxies (Giovanelli & Haynes Reference Giovanelli and Haynes 1985 Bravo-Alfaro et al. Reference Bravo-Alfaro, Szomoru, Cayatte, Balkowski and Sancisi 1997 Chung et al. Reference Chung, Van Gorkom, Kenney, Crowl and Vollmer 2009). H i surveys especially in clusters provide better and concrete understanding about the composition of matter, formation, and evolution of the clusters. Another significant phenomenon that can be studied in the nearby L-band frequencies is the rotation curves of galaxies such as the spiral and dwarf galaxies.

The evolution of the galaxy can also be studied in the nearby L-band frequencies by comparing H i and CO data. The Atacama large millimeter Array (ALMA) telescope observes the emissions of both CO(10) and CO(32) in order to see the rotational transitions of the prototypical Seyfert 2 galaxy NGC 1068 (Tsai et al. Reference Tsai, Hwang, Matsushita, Baker and Espada 2012). Active galactic nuclei (AGNs) play an important role in different behaviours of these two CO transition lines.

Applying this study, there is a possibility to investigate the structure of AGNs using the same technique as in Kennicutt ( Reference Kennicutt 1998) by replacing CO with H i . In an effort to build a radio astronomy observatory operating at the L band, there is a need to do a radio frequency interference (RFI) survey on a few selected sites in Malaysia. We considered some methods for this operation. For example, a previous RFI study was performed by the Chinese SKA team particularly for the Kilometer-square Area Radio Synthesis Telescope (KARST) to identify interference from frequency 70 MHz to 22 GHz (Peng et al. Reference Peng 2004). Fonseca also performed RFI measurement for several sites in Portugal to identify potential galactic emission mapping experiment (GEM) research in the 5–10 GHz band (Fonseca et al. Reference Fonseca, Barbosa, Cupido, Mourao, Santos, Smoot and Tello 2006). Another RFI measurement study focusing on self-generated RFI around radio telescope was done due to the demand of having installation sites with a very quite radio frequency environment (Ambrosini et al. Reference Ambrosini, Bolli, Bortolotti, Gaudiomonte, Messina and Roma 2010). Our own previous study of RFI measurement with our own standard practice and procedure detail can be seen in Abidin et al. ( Reference Abidin, Ibrahim, Rosli, Malim, Anim and Noorazlan 2012).

Compared with the Square Kilometre Array (SKA) RFI protocol, we only focus on a general study of RFI and within the L band. For the SKA project, they performed a broadband study covering frequencies from 150 MHz to 22 GHz. The SKA protocol is divided into two broad classes, mode 1 (strong RFI) and mode 2 measurement (weak RFI). They used both types of antennas, which are horizontally and vertically linear polarised (Ambrosini et al. Reference Ambrosini, Beresford, Boonstra, Ellingson, Tapping and Terzian 2003). For our study, it is deemed sufficient to observe a more general level of RFI, which can be seen as a mixed mode of the SKA protocol.

As a pre-survey study, we identified that there are several signals that originate from human-generated interference affecting the L band and nearby frequency observations, for example, closed-circuit TV link (at 1393 MHz), GPS navigation satellite (1381 MHz), and point-to-point radio link (narrowband signal between 1385 and 1389 MHz), as shown in Cohen et al. ( Reference Cohen, Ambrosini and Van Drie 2005). The harmful interference from GPS allocated at 1381.05 MHz to the L3 carrier of the satellite is not of continuous use but when it is switched on, it is devastating to radio astronomy service (Ponsonby Reference Ponsonby 1991). One of the suggestions to mitigate interference from all electronic equipment and computers in use around the observatory is to put them in a shielded room or Faraday cage. RFI can be suppressed using blanking. Cancelling the RFI adaptively can also be done. The easiest method is simply by estimation and then subtract these RFI (Gilloire & Sizun Reference Gilloire and Sizun 2009). The use of interferometer techniques can also cancel out major peaks of RFI (Thompson Reference Thompson 1982). Intermodulation products are a problem for Very Long Baseline Interferometry (VLBI). A good approach to overcome this problem is to adopt the system with cryogenic filters in the low noise amplifier (LNA) system (Tuccari et al. Reference Tuccari, Caddemi, Barbarino, Nicotra, Consoli, Schilliro, Catalfamo, Bachiller, Colomer, Desmurs and de Vicente 2005).


What radio frequency ranges are most beneficial for astronomy? - astronomija

This section shows frequencies allocated for radio astronomy in the European Union. This is by international agreement. Certain scientifically important frequency bands are kept clear of radio transmissions, allowing radio astronomers to detect the faint signals from cosmic sources.

In practice, there is still some interference. Some of these frequency bands are close in frequency to legal, high power transmitters. High signal levels out of the radio astronomy bands can still desensitize radio telescope receivers. All practical transmitters also radiate a small fraction of power away from their allocated frequencies, called 'spurious' signals. These spurious signals are very small, but still many times larger than the signals radio astronomers are trying to detect. For these reasons the most sensitive radio telescopes are as far away from civilization as possible and normally make use of very good filters.

Radio Astronomy frequency allocations don't mean that you can ONLY use these frequencies for radio astronomy. Any frequency for which the atmosphere is transparent can be used. The problem is that other frequencies are assigned to other services which might cause interference to your radio telescope. The 88 - 108 MHz FM broadcast band is a good example of this.

Jupiter's most interesting radiation is between about 15Mhz and 30MHz. In this range there is only one very small, officially allocated band. To study Jupiter's radiation in this band, the radio astronomer has to contend with transmissions from all over the world as well as computer- and television interference. The radio astronomer is forced to work outside the allocated frequency range and has to learn to distinguish between all kinds of noise and that coming from Jupiter.

In most cases, interesting frequencies have been set aside for radio astronomy. This is thanks to the hard work of radio astronomers through the years to keep these frequencies clear of terrestrial and satellite transmissions. In future their work will become harder as commercial demands on frequency usage make it very difficult for regulators to justify allocating frequencies for scientific purposes.


Table of frequency allocations for European radio astronomers:

  1. Solar wind observations.
  2. Continuum observations.
  1. Continuum observations.
  2. Pulsar observations.
  3. Solar observations.
  1. Continuum observations.
  2. VLBI
  1. Continuum observations.
  2. Pulsar observations.
  1. Continuum observations.
  2. VLBI
  1. VLBI
  2. Line observations.
  3. Continuum observations.
  1. Continuum observations.
  2. VLBI
  1. Continuum meausurements.
  2. VLBI
  1. Continuum observations.
  2. VLBI
  1. Spectral line observations.
  2. VLBI
  1. Continuum observations.
  2. VLBI
  1. Methyl Formate
  2. Amoniak
  1. Spectral line observations
  2. Continuum observations
  1. Hydrogen cyanide
  2. Hydroxil
  1. Spectral line observations.
  2. Continuum obserations.
  1. Spectral line observations.
  2. Continuum observations.

** Note that frequencies above 1GHz (1000MHz) are collectively referred to as microwave frequencies. Microwave frequencies are further classified as L-band, S-band, C-band, etc.


Processing data of correlation on GPU

Yongxin Zhu , . Huaiguang Wu , in Big Data in Astronomy , 2020

3.2 Gridding algorithm analysis

In radio astronomy and medical imaging, the collected signals are usually affected by various factors, and the sampled data often appear in irregularity. In order to reconstruct the image by better exploiting the fast calculation of fast Fourier transform (FFT), the gridding algorithm is adopted to map these sample data. The basic steps of the gridding algorithm can be summarized as:

Step 1. Multiply the sampled data by the density compensation function to compensate for the unevenness of the sampled data.

Step 2. Convolve with the weight data using the selected convolution function.

Step 3. Resample the data to drop the data onto the grid points.

Step 5. To eliminate the effects of the convolution function, divide the result by the Fourier transform of the convolution function.

In this algorithm, proper choice of sampling density compensation function and the interpolation function (convolution function) impose a major impact on the reconstructed image quality. This is a major theoretical issue of gridding algorithm.

In this chapter, we focus on one kernel of gridding algorithm, i.e., convolution as we explore GPU acceleration. The core of the gridding algorithm is 2D convolution. The formula for a single sampling point is as follows:

where 2*support + 1 is the width of the convolution kernel, C is the coefficient matrix of convolution. If we format all sampled data and coefficient matrices in single-precision floating-point complex numbers, one core operation of the gridding algorithm requires 2 memory reads and 1 memory write, and then a floating-point complex multiply-accumulate operations. As can be seen from the formula, the calculation of the gridding algorithm is huge, for Nsamples sampling points, a total of Nsamples × (2 × support + 1) × (2 × support + 1) core operations are required.

Referring to the reference code of the standardized test procedure of the gridding algorithm published by the Australian SKA Pathfinder (ASKAP) team in 2010 [30] , a rough execution flow can be obtained: the first step of preprocessing includes the generation of the convolution coefficient matrix and the address map lookup. The second step multiplies the sampled data by the corresponding convolution kernel according to the lookup table and then adds them to the corresponding grid data.

The flow chart of the core part (gridding kernel function) is as follows (cind, gind are the coordinates of convolution coefficient matrix and the grid) in the following figure ( Fig. 6.3 ).


Poglej si posnetek: Astronomia Coffin Dance Meme Song on iPhone GarageBand (Oktober 2022).