Was ist bemerkenswert an LOFARs Sub-Bogensekunden-Radioauflösung entfernter Galaxien? Hat niedrigere Frequenz. Bereich ermöglichen neue Fähigkeiten, die mm Wave nicht bieten kann?

Ich bin einer der Forscher, die wissenschaftlich und technisch am International LOFAR Telescope (ILT) beteiligt sind, und habe auch einen der Artikel und Bilder beigesteuert, die Sie vielleicht in verschiedenen Nachrichtenagenturen gesehen haben. Sie haben eine ausgezeichnete Frage(n) gestellt! Teilen wir sie auf.

Das internationale LOFAR-Teleskop

LOFAR hat zwei Arten von Antennen: die Low-Band-Antennen (LBA) und die High-Band-Antennen (HBA). Der LBA ist empfindlich gegenüber Strahlung von 10–90 MHz (häufig auf 30–90 MHz beschränkt, da unter 30 MHz mehr RFI vorhanden ist und es beispielsweise aufgrund der Ionosphäre unglaublich schwierig zu kalibrieren wird). Der HBA reagiert empfindlich auf Frequenzen von 110–240 MHz, wobei die am häufigsten verwendete Einrichtung der Bereich von 110–170 MHz ist. Dies gibt uns eine zentrale Frequenz um 144 MHz (manchmal umgangssprachlich "150 MHz" für LOFAR genannt).

Leider hängt die Auflösung von Natur aus sowohl von der Wellenlänge als auch von der Größe eines Radioteleskops ab

$$\theta = \frac{\lambda}{b}$$ Wo$\theta$ist die Winkelauflösung im Bogenmaß,$\lambda$ist Ihre Beobachtungswellenlänge und$b$in diesem Fall ist die Grundlinienlänge. Da wir mit LOFAR gezielt niederfrequente / langwellige Strahlung beobachten wollen, blieb uns nichts anderes übrig, als ein riesiges Teleskop zu bauen.

Derzeit liegt unsere maximale Basislinienlänge (= Entfernung zwischen zwei Stationen) bei knapp 2000 km und geht von Irland nach Polen, was Ihnen Ihre geschätzte Winkelauflösung von etwa 0,3 Bogensekunden geben wird.

Was ist bemerkenswert an LOFARs Sub-Bogensekunden-Radioauflösung entfernter Galaxien?

Der bemerkenswerte Aspekt dieser Errungenschaft besteht darin, dass wir jetzt radioemittierende Quellen mit einer ähnlichen Auflösung untersuchen können wie optische Teleskope und Hochfrequenz-Radioteleskope, die zuvor problemlos diese Auflösungen erreichen konnten.

Es gab frühere VLBI-Experimente ( Very Long Baseline Interferometry ) bei niedrigen Frequenzen, die eine vergleichbare oder höhere Auflösung erreichten, aber sie litten oft unter einem Mangel an Antennen oder einem Mangel an Empfindlichkeit. Hier glänzt das ILT: es hat die Auflösung, aber auch viele Antennen (gut für Kalibrierbarkeit und Bildtreue) eine große Empfindlichkeit (gut für die Untersuchung lichtschwacher Objekte).

Ermöglicht der niedrigere Frequenzbereich neue Möglichkeiten, die Millimeterwellen für diese Art der Beobachtung nicht bieten?

Sicherlich! Es geht nicht nur um die Auflösung. Eine Galaxie kann je nach Wellenlänge, in der Sie sie betrachten, sehr unterschiedlich aussehen:

Bild vom ALMA-Observatorium . Die mm-Wellen, die ALMA untersucht, zeichnen beispielsweise eine Vielzahl von Emissionslinien von Molekülen oder Wärmestrahlung von Staub und dergleichen nach.

Radiofrequenzen hingegen verfolgen meist nichtthermische Synchrotronstrahlung. Diese Strahlung wird erzeugt, indem geladene Teilchen in einem Magnetfeld beschleunigt werden. Nur einer von vielen Aspekten dieser Strahlung ist, dass Teilchen mit höherer Energie, die Strahlung mit höherer Frequenz erzeugen, ihre Energie schneller verlieren als Teilchen mit niedriger Energie, die Strahlung mit niedrigerer Frequenz erzeugen. Das bedeutet, dass selbst mit dem Funkanteil des Spektrums eine Galaxie bei 144 MHz (LOFAR) anders aussehen kann als bei 5 GHz (zB beim Very Large Array (VLA)). Wir nennen diesen Effekt "spektrale Alterung", und niedrige Frequenzen, wie sie von LOFAR untersucht werden, sind entscheidend, um dies richtig zu messen und zu modellieren.

Ein weiterer Aspekt ist, dass LOFAR ein hervorragendes Vermessungsgerät ist. Es hat ein großes Sichtfeld, sodass wir in Zukunft einen großen Teil des nördlichen Himmels überblicken können. Der LOFAR Two-Metre Sky Survey (LoTSS) hat dies in den letzten zehn Jahren mit einer Auflösung von 6 Bogensekunden durchgeführt, aber in Zukunft können wir damit bei 0,3 Bogensekunden beginnen. Wir werden in der Lage sein, eine große Auswahl von nahen und weit entfernten Objekten in großen Details bei niedrigen Frequenzen zu erfassen. Quellen in der Nähe werden es uns ermöglichen, die Physik von Radiogalaxien sehr detailliert zu studieren, wohingegen wir mit dieser Auflösung auch entfernte und kompakte Objekte genauso detailliert untersuchen können wie zuvor nahe Objekte und sie beispielsweise über kosmische Zeit vergleichen können.