Radioastronomi

Radioastronomi är läran om universum sett med radiovågor. Stjärnor, gasmoln, galaxer och neutronstjärnor sänder ut ett svagt brus över hela radiospektrumet, och genom att samla det med stora antenner, eller jämföra signaler mellan teleskop på olika kontinenter, kan astronomerna mäta gas, magnetfält, snabbt roterande neutronstjärnor och universums äldsta strålning. Signalerna är många storleksordningar svagare än vanlig radiotrafik, och därför hänger vetenskapen på att vissa frekvensband hålls tysta.

Radiofönstret#

Jordens atmosfär släpper bara igenom delar av det elektromagnetiska spektrumet. För synligt ljus finns ett fönster, och för radio finns ett annat, mycket bredare (figur 1). Den nedre gränsen sätts av jonosfären: vågor med lägre frekvens än elektrontätheten tillåter reflekteras tillbaka mot rymden. Gränsen ligger på några MHz och flyttar sig med tid på dygnet och solaktivitet, så i praktiken görs markbaserad radioastronomi från ca 10 MHz och uppåt.

Uppåt i frekvens är det molekylerna i luften som sätter gränsen. Vattenånga har en absorptionslinje vid 22,235 GHz, syre bildar ett brett absorptionsområde runt 60 GHz och en smalare linje vid 118,75 GHz, och vattenånga absorberar kraftigt vid 183 GHz. Högre upp blir dämpningen så stor att observationer kräver mycket torr luft och hög höjd. Därför ligger millimeter- och submillimeterteleskop ofta på bergstoppar och i öknar, och därför kan atmosfärens vattenånga mätas med radiometrar (se väderradar och vädersatelliter). Mer om dämpning i atmosfären finns i mikrovåg och millimetervåg: regn och atmosfär.

Vad ett radioteleskop mäter#

Ett radioteleskop är i grunden en antenn med en mycket känslig mottagare, ofta en parabol som samlar in vågorna och fokuserar dem på ett matarhorn (se riktantenner och antennparametrar). Det som mäts är flödestäthet, effekt per areayta och frekvensintervall. Enheten är jansky:

En antenn med effektiv area $A_e$ som tar emot en källa med flödestätheten $S$ över bandbredden $\Delta \nu$ får, för en polarisation, effekten $P=\frac{1}{2}S{A}_e\Delta \nu$. Faktorn en halv beror på att antennen bara tar emot en av de två polarisationerna i det naturliga, opolariserade bruset (se polarisation). Radioastronomer uttrycker ofta effekten som en antenntemperatur $T_A=P/(k\Delta \nu )=S{A}_e/(2k)$, där $k=\mathrm{1,38}·{10}^{-23}$ J/K är Boltzmanns konstant. Det gör att källans signal kan jämföras direkt med mottagarens brustemperatur (se brus och signal-brusförhållande).

Det går ändå att mäta källan genom att medelvärdesbilda. Mottagarens brus varierar slumpmässigt, och efter integrationstiden $\tau$ är den minsta detekterbara temperaturändringen $\Delta T=T_{\mathrm{s}\mathrm{y}\mathrm{s}}/\sqrt{\Delta \nu \tau }$ (radiometerekvationen).

Av samma skäl kyls radioteleskopens första förstärkare ofta till några tiotal kelvin eller lägre, och mottagarna byggs för att tåla så lite störning som möjligt.

Vätelinjen vid 21 centimeter#

Universums vanligaste ämne är väte. En väteatom består av en proton och en elektron, och båda har en egenskap som kallas spinn, ungefär som en liten snurra. Atomen kan ha de två spinnen åt samma håll eller åt motsatta håll. Lägena har något olika energi, och när en atom vänder från det övre till det undre läget (figur 2) sänder den ut en foton på 1 420,405751 MHz, vilket motsvarar våglängden $\lambda =c/f\approx \mathrm{21,1}$ cm.

Övergången är extremt osannolik. En enskild atom stannar i det övre läget i genomsnitt ca tio miljoner år innan den vänder. Men det finns så oerhört mycket väte i galaxerna att strålningen ändå går att ta emot. Hans van de Hulst förutsade linjen 1944, och den observerades första gången 1951.

Eftersom linjens frekvens är känd med mycket hög noggrannhet fungerar den som en naturlig frekvensnormal på himlen. Gas som rör sig mot oss ger en något högre frekvens, gas som rör sig bort en lägre, enligt Dopplereffekten:

där $v$ är hastigheten längs synlinjen (positiv bort från oss, vilket ger lägre frekvens).

Genom att mäta linjen i många riktningar kunde astronomerna kartlägga Vintergatans spiralarmar och visa att galaxer roterar snabbare i ytterkanten än vad den synliga materien förklarar. Andra molekyler ger linjer på fler frekvenser, till exempel hydroxyl runt 1,6 GHz, vattenånga vid 22,235 GHz och kolmonoxid vid 115,271 GHz.

Samma övergång används på jorden: i en väte-maser stimuleras atomerna att sända vid 1 420 MHz, och maserns mycket stabila frekvens gör den till en av världens bästa klockor (se tidssignaler och frekvensnormaler).

Pulsarer och den kosmiska bakgrundsstrålningen#

Pulsarer är snabbt roterande neutronstjärnor som skickar en smal radiostråle ut i rymden, likt ett fyrljus. Varje gång strålen sveper förbi jorden syns en kort puls. Den första upptäcktes 1967 av Jocelyn Bell (numera Bell Burnell) och Antony Hewish i Cambridge, med en period på 1,337 s. Krabbapulsaren roterar ca 30 gånger per sekund, och de snabbaste millisekundpulsarerna flera hundra gånger per sekund. Pulserna är så regelbundna att pulsarer kan jämföras med atomur. Genom att följa många millisekundpulsarer samtidigt har flera forskargrupper 2023 presenterat belägg för ett svagt bakgrundsbrus av gravitationsvågor.

Pulsarernas signal passerar den joniserade gasen mellan stjärnorna, och där går låga frekvenser långsammare än höga. Resultatet kallas dispersion: en puls kommer först på hög frekvens och därefter på låg.

Kosmisk bakgrundsstrålning är det äldsta ljus vi kan se, utsänt när universum var ca 380 000 år gammalt. Arno Penzias och Robert Wilson upptäckte den 1964–1965 när de försökte bli av med ett oförklarligt brus i en hornantenn vid Bell Labs. Strålningen följer ett svartkroppsspektrum med temperaturen 2,725 K. Enligt Wiens förskjutningslag ligger intensitetsmaximum (per frekvensintervall) vid ca $\mathrm{58,8}\mathrm{G}\mathrm{H}\mathrm{z}/\mathrm{K}·\mathrm{2,725}\text{K}\approx 160$ GHz, så radiomottagare på 1–10 GHz mäter bara den lågfrekventa delen. Bakgrunden utgör därför ett golv på några kelvin för himlens brus, som ingen mottagare på marken kan komma under.

Interferometri och VLBI#

Ett teleskop med diameter $D$ kan skilja två punkter åt som ligger närmare varandra än ungefär vinkeln $\theta \approx \mathrm{1,22}\lambda /D$ (radianer). Radiovågorna är långa, så upplösningen blir dålig.

Lösningen är interferometri: man kopplar ihop flera teleskop och låter dem tillsammans fungera som en enda gigantisk antenn där avståndet mellan de yttersta teleskopen, baslinjen $B$, sätter upplösningen $\theta \approx \lambda /B$ (figur 3). En plan våg från en källa i vinkeln $\theta$ från riktningen vinkelrätt mot baslinjen når de två teleskopen med tidsskillnaden $\tau =B\sin \theta /c$. En korrelator multiplicerar de två signalerna efter att ha kompenserat för skillnaden, och resultatet beror på källans läge. Med många teleskop får man många baslinjer, och med flera timmars observation vrider jordens rotation baslinjerna så att himlen avsöks i ett mönster (apertursyntes).

Med antal teleskop N får man $N(N-1)/2$ baslinjer. Teleskopen behöver inte sitta på samma plats. Vid VLBI (eng. very long baseline interferometry) står teleskopen på olika kontinenter, och signalerna spelas in tillsammans med exakta tidsstämplar från atomur, oftast väte-masrar, och korreleras först senare i en stor dator. Tidsstämplarna måste stämma på en bråkdel av en nanosekund, vilket gör VLBI till en nära släkting till tidshållning och frekvensnormaler.

I Sverige används VLBI också för geodesi: genom att observera extremt avlägsna kvasarer som fasta referenspunkter kan man mäta jordens rotation och kontinentaldriften, vilket ligger till grund för moderna koordinatsystem (jämför satellitnavigering).

Radioastronomi i Sverige#

Det aktiva motstycket till radioastronomi, där man själv sänder, är radarmätningar av jonosfären. EISCAT-radarerna i norra Skandinavien och på Svalbard behandlas i jordobservation och rymdforskning med radio.

ALMA, SKA och andra jättar#

Vid sidan av de svenska anläggningarna finns några av vetenskapens största instrument.

• ALMA i Atacamaöknen i Chile, på ca 5 000 m höjd, är en interferometer med 66 antenner för millimeter- och submillimetervåg. Där är luften så torr att radiofönstret i figur 1 öppnar sig vid hög frekvens. Svenska forskare använder ALMA bland annat via ESO och Onsala.
• SKA (Square Kilometre Array) byggs i Australien (lågfrekvensdelen) och Sydafrika (mellanfrekvensdelen) och ska täcka frekvenser från ca 50 MHz till ca 15 GHz.
• FAST i Kina är världens största enkelantenn med en diameter på 500 m.

Alla stora anläggningar placeras på platser med lite mänsklig radiotrafik. I Australien och Sydafrika ger lagstiftning SKA:s platser särskilt skydd mot radiostörningar, och i USA finns en nationell radiotyst zon runt teleskopen i Green Bank.

Skyddade band och radiotysta zoner#

Eftersom signalerna är så svaga kan en enda mobiltelefon i närheten dränka ett teleskop. Radioreglementet innehåller därför två slags skydd.

För det första anger fotnot 5.340 band där alla utsändningar är förbjudna, med några särskilt angivna undantag. Bandet 1 400–1 427 MHz kring vätelinjen är det mest kända (tabell 1). Bandet delas med passiva jordobservationssatelliter och rymdforskning, som också bara lyssnar.²

Tabell 1. Några av de band som Radioreglementets fotnot 5.340 skyddar. Listan fortsätter upp till 252 GHz.

För det andra uppmanar fotnot 5.149 administrationerna att vidta alla praktiskt genomförbara åtgärder för att skydda radioastronomin i ytterligare band. ITU-R:s rekommendation RA.769 anger vilka störnivåer som är skadliga i olika band. Tillsammans med skyddsavstånd och samordning vid lokaliseringen av nya sändare ger det radioastronomin en chans att fungera, men skyddet är inte absolut: sändare i närliggande band kan läcka in, och radiotjänster som gränsar till de skyddade banden måste begränsa sina oönskade utstrålningar. Satellitkonstellationer ger ett växande problem eftersom de syns över hela himlen och kan läcka oavsiktlig strålning in i radioastronomins band (se satellitkommunikation).

Hobbyradioastronomi#

Att ta emot kosmiskt radiobrus är något vem som helst kan göra, och mottagning kräver inget sändartillstånd. Med en SDR-mottagare, ett filter och en lågbrusig förstärkare går det att komma förvånansvärt långt.

• Solen är den starkaste radiokällan vid de flesta frekvenser och kan studeras med en liten antenn. Solens radiostrålning ökar kraftigt vid solutbrott.
• Vätelinjen kan tas emot med en parabol eller horn på någon meters diameter, en förstärkare och ett filter för 1 420 MHz. Genom att peka antennen i olika riktningar längs Vintergatan kan man se hur linjens förskjutning ändras, och därmed Vintergatans rotation.
• Jupiter sänder radiobursts nedanför ca 40 MHz som kan tas emot med en enkel dipol.
• Meteorer kan upptäckas genom att man lyssnar efter reflektioner mot de joniserade spåren från en avlägsen sändare, till exempel den franska rymdövervakningsradarn GRAVES på 143,05 MHz (se sporadiskt E, meteorspridning, norrsken och EME).
• Störningar är den största utmaningen. Hemelektronik, solcellsväxelriktare och laddare skapar brus som kan dölja de svaga signalerna.

Mottagning påverkar ingen annan, men var försiktig med antennen: sändande utrustning på samma frekvenser kan kräva tillstånd, och mottagarens egna oscillatorer ska inte störa skyddade band.

Kontrollfrågor#