Что примечательно в радиоразрешении далеких галактик, которое дает LOFAR с точностью до угловой секунды? Делает более низкую частоту. Диапазон обеспечивает новые возможности, которые не могут быть в миллиметровой волне?

Я являюсь одним из исследователей, связанных с Международным телескопом LOFAR (ILT) в научном и техническом плане, а также предоставил одну из статей и изображений, которые вы, возможно, видели в различных новостных агентствах. Вы задали отличный вопрос(ы)! Давайте разделим их.

Международный телескоп LOFAR

LOFAR имеет два типа антенн: антенны нижнего диапазона (LBA) и антенны верхнего диапазона (HBA). LBA чувствителен к излучению в диапазоне 10–90 МГц (часто ограничивается диапазоном 30–90 МГц, потому что ниже 30 МГц больше РЧ-помех, и его калибровка становится невероятно сложной из-за, например, ионосферы). HBA чувствителен к частотам в диапазоне 110–240 МГц, при этом наиболее часто используемая настройка — это диапазон 110–170 МГц. Это дает нам центральную частоту около 144 МГц (иногда в просторечии называемую «150 МГц» для LOFAR).

К сожалению, разрешение неразрывно связано как с длиной волны, так и с размером радиотелескопа.

$$\theta = \frac{\lambda}{b}$$ где$\theta$- угловое разрешение в радианах,$\lambda$длина волны наблюдения и$b$в данном случае это базовая длина. Учитывая, что с помощью LOFAR мы специально хотим наблюдать низкочастотное/длинноволновое излучение, у нас не было другого выбора, кроме как построить огромный телескоп.

В настоящее время наша максимальная длина базовой линии (= расстояние между двумя станциями) составляет чуть меньше 2000 км от Ирландии до Польши, что дает вам расчетное угловое разрешение около 0,3 угловых секунды.

Что примечательно в радиоразрешении далеких галактик, которое дает LOFAR с точностью до угловой секунды?

Примечательным аспектом этого достижения является то, что теперь мы можем изучать источники радиоизлучения с тем же разрешением, что и оптические телескопы и высокочастотные радиотелескопы, у которых раньше не было проблем с достижением этих разрешений.

Ранее проводились эксперименты по интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ) на низких частотах с достижением сравнимого или более высокого разрешения, но они часто страдали от отсутствия антенн или недостаточной чувствительности. Вот где ILT сияет: у него есть разрешение, а также множество антенн (хорошо для калибровки и точности изображения), отличная чувствительность (хорошо для изучения слабых (е) объектов).

Предоставляет ли более низкий диапазон частот новые возможности, недоступные миллиметровым волнам для этого типа наблюдений?

Конечно! Дело не только в разрешении. Галактика может выглядеть по-разному в зависимости от длины волны, на которой вы ее видите:

Изображение из обсерватории ALMA . Миллиметровые волны, на которые смотрит ALMA, например, прослеживают множество линий излучения молекул или теплового излучения пыли и тому подобного.

С другой стороны, радиочастоты в основном отслеживают нетепловое синхротронное излучение. Это излучение создается заряженными частицами, ускоряемыми в магнитном поле. Только один из многих аспектов этого излучения заключается в том, что частицы с более высокой энергией, производящие излучение с более высокой частотой, теряют свою энергию быстрее, чем частицы с низкой энергией, производящие излучение с более низкой частотой. Это означает, что даже с радиочастотной частью спектра галактика может выглядеть по-разному на частоте 144 МГц (LOFAR) по сравнению с частотой 5 ГГц (например, очень большая решетка (VLA)). Мы называем этот эффект «спектральным старением», и низкие частоты, такие как те, которые исследовал LOFAR, имеют решающее значение для правильного измерения и моделирования этого явления.

Еще один аспект заключается в том, что LOFAR — отличная геодезическая машина. У него большое поле зрения, поэтому в будущем он позволит нам обследовать большую часть северного неба. Двухметровый обзор неба LOFAR ( LoTSS) делал это с разрешением 6 угловых секунд в течение последнего десятилетия, но в будущем мы можем начать делать это с разрешением 0,3 угловых секунды. Мы сможем захватить большую выборку как близких, так и далеких объектов с отличной низкочастотной детализацией. Ближайшие источники позволят нам детально изучать физику радиогалактик, тогда как с таким разрешением мы также можем изучать далекие и компактные объекты так же подробно, как и близкие объекты раньше, и сравнивать их, например, за космическое время.