Wie wird das Gesichtsfeld eines Radioteleskops bestimmt?

Einzelnes „Pixel“-Gericht

Wenn Sie eine Einzelpunktspeisung in der Brennebene haben (einen Singlemode-Wellenleiter oder einen$\lambda/2$-große Antenne), dann ist das Empfangsmuster (oder Strahlungsmuster ) der Antenne ihrem Beugungsmuster ähnlich . Für eine kreisförmige Apertur und das Ignorieren von Störungen aufgrund der kleinen Sekundärseite oder ihrer Stützen wird dieses Muster die Airy-Scheibe sein .

Der halbe Winkel des ersten Minimums wird durch die bekannte Gleichung angegeben, die verwendet wird, um die Auflösung eines beliebigen Teleskops, optischen oder Radios auszudrücken:

Wo$\lambda$ist die Wellenlänge und$d$ist der Durchmesser der Öffnung des Teleskops.

Wenn Sie also eine 20-Meter-Schüssel haben und ein Signal bei 3 GHz empfangen, beträgt Ihre Wellenlänge 0,1 Meter und die Halbwertsbreite der Winkelakzeptanz 0,006 Radiant oder 0,3 Grad.

Arrays von Teleskopen

Wenn Sie eine Reihe von Radioteleskopen haben und Interferometrie verwenden, um eine synthetische Apertur zu erzeugen (wie das VLA oder ALMA oder das Event Horizons Telescope (EHT)), dann kann Ihr Sichtfeld viel kleiner sein, aber es wird in der laufenden Software definiert im Korrelatorcomputer .

Schüssel mit einem Focal-Plane-Array

Einige Radioteleskopschüsseln sind mit einem Array von Empfängern ausgestattet, analog zu einem CCD-Array von Pixeln in einem optischen Teleskop, jedoch mit viel weniger Pixeln.

In diesem Fall ist die Halbwertsbreite des Sichtfelds (im Bogenmaß) die Halbwertsbreite des Brennebenenarrays dividiert durch die effektive Brennweite dort, oder genauer gesagt der Arkustangens dieses Verhältnisses.

Mehr dazu siehe:

• Was ist die höchste Körnigkeit des Focal-Plane-Arrays eines Parabolantennen-Radioteleskops? Oder ist das der EINZIGE?
• Wie interagieren die Phased-Array-Feeds von ASKAP in der Brennebene mit der gesamten Array-Phase?

Freigestellt von CSIRO ScienceImage 2161 Nahaufnahme eines Radioastronomie-Teleskops mit mehreren weiteren im Hintergrund

Es gibt 3 verschiedene Berechnungen, die durchgeführt werden können.

Das erste ist das scheinbare Sichtfeld und analog zu einem optischen Teleskop ist es gegeben durch:

AFOV=2⋅atan(0,5h/D)⋅180/π Grad

Dabei ist atan() der umgekehrte Tangens, h die Länge der CMOS-Kamera in einer bestimmten Richtung und D die Brennweite.

Wenn in ähnlicher Weise ein Dipol der Länge λ/2 im Fokus gehalten wird, wäre das AFOV für das Radioteleskop 2⋅atan(0,25λ/D)⋅180/π.

Unter der Annahme für kleine Winkel AFOV = (0,5λ/D)⋅180/π Grad, wobei λ die Wellenlänge der Hochfrequenz ist.

Zweitens ist das Auflösungsvermögen des Radioteleskops gegeben,

θ=1,22λ/A, wobei A die Apertur des Radioteleskops ist.

Schließlich ist der Winkelabstand an der Quelle zwischen den beiden Punktquellen:

Winkelabstand zwischen Punktquellen = Abstand * Auflösungswinkel.