Xəbərlər

Stereo teleskop

Stereo teleskop

Stereo teleskop


1914 -cü ildə bir Alman Topçu Zabiti tərəfindən istifadə edilən bir Stereo və ya Qayçı Teleskopunun şəkli. Zabit ot otağının arxasında gizlənmiş nərdivanın başında oturmuşdu.


Radio teleskopu

Ən çox tanıdığınız teleskop növü optik teleskopdur. Bu tip teleskoplar, öz Süd Yolu qalaktikamızın xaricindəki planetlər və digər qalaktikalar kimi çox uzaq şeyləri görməyimizə imkan verir. Ancaq optik teleskoplar yalnız görünən işıq verən şeyləri görməyə imkan verir. Kainatımızda görünən spektrdən kənara çıxan çox şey var. Radio teleskoplarının gəldiyi yer budur.

Adından da göründüyü kimi, radio teleskopları astronomlara kosmosdan gələn dalğa uzunluqlarını görünən işığa nisbətən daha uzun olan radio dalğaları və mikrodalğaları müşahidə etməyə imkan verir. Bir çox astronomik cisim, görünən işığın dalğa uzunluğundan daha uzun dalğa uzunluğunda daha güclü radiasiya yaydığından, radio teleskoplar bizə kainat haqqında optik teleskopların göstərə bilməyəcəyi şeyləri göstərə bilər. Son yarım əsr ərzində radio astronomları əhəmiyyətli kəşflər etmək üçün radio teleskoplarından istifadə etdilər. Göyü həm radio, həm də optik teleskopla öyrənərək, kainat haqqında daha mükəmməl bir anlayış əldə edir.

Radio teleskopu, adətən, müasir peyk yeməyinə bənzər parabolik (çanaq formalı) antenadan ibarətdir. Bu yemək gələn radio və ya mikrodalğalı radiasiyanı toplayır və antenin arxasında və ya altında yerləşən həssas bir alıcıya yönəldir. Alıcının içərisində gələn dalğalar elektrik siqnallarına çevrilir. Kompüterlər daha sonra bu siqnalları işlədirlər, əgər gözlərimiz radio və ya mikrodalğalı tezliklərdə görə bilsəydi, göründüyü kimi göy şəkilləri meydana gətirərdi.

1930 -cu illərin əvvəllərində gənc Bell Laboratories mühəndisi Karl Jansky ilk yüksək istiqamətli radio tezliyi antenini qurdu ("yüksək istiqamətli" radiasiyanı yalnız göstərildiyi istiqamətdən qəbul etdiyini bildirir). Jansky, təxminən 10-20 metr (təxminən 33-66 fut) dalğa uzunluğunda transatlantik qısa dalğalı rabitələrdə statik səs-küyün mənşəyini təyin etməyə çalışırdı. 1932 -ci ildə Jansky, bu səs -küyün bir hissəsinin Süd Yolu qalaktikamızın mərkəzinə doğru ən güclü şəkildə dünyadan kənar mənbələrdən gəldiyini bildirdi. Jansky, daha çox araşdırma üçün daha böyük bir 30 metr (100 fut) diametrli bir qab hazırlamağı planlaşdırdı, lakin Bell Labs tərəfindən rədd edildi. 1937-ci ildə Grote Reber adlı ham radio operatoru bu fikri qəbul etdi və arxa həyətində diametri 10 metr olan (33 fut) bir parabolik anten qurdu. Bu ev qurğusu ilə Reber, radio tezliklərində ilk sistematik səma araşdırmasını həyata keçirdi. İkinci Dünya Müharibəsi dövründə radar texnologiyasında əldə edilən inkişaflar, müharibədən sonrakı illərdə artan radio astronomiya ictimaiyyətinin əlinə keçdi. Vaxt keçdikcə bu texnikalar daha yüksək tezliklərə və daha qısa dalğa uzunluqlarına qədər uzadıldı ki, bu gün bu tip müşahidələr həm də mikrodalğalı, millimetr və alt millimetr dalğa uzunluqlarında aparılır.

1965 -ci ildə mikrodalğalı mühəndislər Arno Penzias və Robert Wilson 20 -ci əsrin ən əhəmiyyətli kosmoloji kəşflərindən birini etdilər. Bell Labs -da işləyərkən, kosmosun hər tərəfindən gələn mikrodalğalı fon radiasiyasını tapdıqda, ünsiyyətdəki səs -küyü araşdırdılar. Bu kosmik mikrodalğalı fonun mövcudluğu Robert Dicke tərəfindən Big Bang nəzəriyyəsinin nəticəsi olaraq proqnozlaşdırılmışdı. Big Bang nəzəriyyəsi, kainatın genişlənmə ilə nəticələnən ilk partlayış nəticəsində yarandığını irəli sürür. Penzias və Wilsonun məlumatları, kainatın həqiqətən də böyük bir partlayışla başladığının birbaşa təsdiqi olaraq şərh edildi. Bu əhəmiyyətli kəşf, dünyanın bir çox yeni radio teleskopunun binasında öz partlayışına səbəb oldu.

Müasir kompüterlər, daha yaxşı həll üçün təsirli olaraq böyük diafraqmalar yaratmaq üçün birdən çox antendən gələn siqnalların bir araya gəlməsinə icazə verir. 1980 -ci ildə həsr olunmuş VLA, "Y" şəklində düzülmüş 27 fərdi antenadan ibarətdir. Bu, 36 kilometr (22 mil) diametrə qədər təsirli bir diyafram yaradır. Hər bir fərdi antenin diametri 25 metrdir və təxminən 230 tondur. Gömülü bir rabitə sistemi nəzarət məlumatlarını antenalara daşıyır və alıcılardan gələn astronomik məlumatları idarə binasındakı mərkəzi bir kompüterə qaytarır. Bənzər bir sistem 1993 -cü ildə tamamlandı, Çox Uzun Başlanğıc Dizisi və ya VLBA. VLBA, daha yaxşı bir həll üçün minlərlə mil ayrılmış on anten istifadə edir.

Beynəlxalq ictimaiyyət hazırda Çilinin And Dağlarında daha da böyük bir 64 millimetrlik dalğa teleskopu qurur. Bu alətin əsas məqsədi, erkən kainatın təkamülünə dair ipuçları üçün optik dalğa uzunluğunda görünməyən ən uzaq qalaktikalara zamanla daha uzaqdan baxmaq olacaq.


ASTRONOMİYA BÖLMƏSİ Doğuldu

1921 -ci ilin avqust ayında Qəyyumlar Şurası Riyaziyyat Bölməsində Astronomiya Bölməsinin ayrı Astronomiya Bölməsi olaraq təşkil edilməsinə icazə verdi. Növbəti il ​​Charles Wylie, İllinoys Universitetinin Astronomiya Doktorluğunu qazandı (növbəti Astronomiya Doktorluğu 1962 -ci ilə qədər, 40 il sonra veriləcək!). 1922, Joel Stebbins'in İllinoysdan ayrılmasını da qeyd etdi və Dr. Robert H. Baker, Illinois Universiteti Rəsədxanasının yeni direktoru olaraq vəzifəsini aldı.

1925-ci ildə 30 düymlük teleskop yenidən quruldu və Florida prospektində yeni bir yerə köçürüldü (həm də yıxıldığından). Yenidən qurulan teleskop üçün "güzgü boşluğu" (yəni yansıtıcı metalın tətbiq ediləcəyi şüşə plitə) artıq Rəsədxanada yerləşir.

1933 -cü ildə, Rəsədxananın əlavəsindəki fotoselin üzərinə düşən ulduz Acturusdan gələn işıq, Çikaqo Dünya Sərgisində işıqları yandıran elektrik siqnalını işə saldı.


İllinoys 400 Ayaqlı Radio Teleskopu

400 metrlik teleskopun havadan görünüşü. Reflektorun ən ucunda park edilmiş 1957 ölçülü sedan ölçü verir.

1956 -cı ildə İllinoys Universiteti yazıçını böyük bir radio teleskopu hazırlamaq və qurmaq üçün fakültəsinə qoşulmağa dəvət etdi. Astronomiya şöbəsinin müdiri, professor George C. McVittie, bir çox digər kosmoloqla birlikdə, diskret, kosmik radio mənbələrinin çox geniş və tam bir kataloqunun rəqabət aparan kosmoloji nəzəriyyələr arasında fərq qoymağa kömək edəcəyinə inanırdı. İngiltərənin Kembric və Avstraliyanın Sidney şəhərlərində radio astronomları tərəfindən iki əsas mənbə kataloqu nəşr edilmişdi, lakin üst -üstə düşdükləri səma bölgəsində yaxşı fikir birliyi yaratmadılar və bunları fərqli alətlərlə təsdiqləmək istəyirdilər. McVittie və Elektrik Mühəndisliyi Bölümü Başçısı Profesör Edward C. Jordan, belə bir proqramın şöbələr arasında əməkdaşlıq üçün uyğun bir sahə olacağına razı oldular və işi yerinə yetirmək üçün bir mühəndis axtardılar.

Müəlliflik hüququ (c) 1986 Elektrik və Elektron Mühəndisləri İnstitutu. IEEE Antenaları və Yayım Cəmiyyəti Bülletenindən, cilddən yenidən nəşr edilmişdir. 28, yox. 6, s.13-16, dekabr 1986. Bu material IEEE icazəsi ilə burada yerləşdirilmişdir. Bu materialın daxili istifadəsinə icazə verilir. Bununla birlikdə, bu materialı reklam və ya tanıtım məqsədləri üçün və ya yenidən satmaq və ya yenidən paylamaq üçün yeni kollektiv əsərlər yaratmaq üçün yenidən çap etmək/yenidən nəşr etmək üçün icazə, [email protected] ünvanına boş bir e-poçt göndərməklə IEEE-dən alınmalıdır.

Dünyanın Radio Teleskoplarını gəzmək

İlk vəzifə, kosmik radio mənbələrinin kataloqu ilə məşğul olan mövcud alətləri öyrənmək, onları ən yaxşı şəkildə tamamlayacaq yeni bir alət hazırlamaq üçün ən çox həssas olduqları səhvləri müəyyən etmək idi. Mövcud olduğundan daha dərin bir kataloq, daha aşağı axın səviyyəsinə qədər tamamlanmış bir kataloq tərtib etmək də arzu edildi.

1957 -ci ildə Universitet məni Cambridge və Manchester (Jodrell Bank), İngiltərə Sidney, Avstraliya Paris, Nanc & aacutey və Haute Provence, Fransa və Dwingeloo, Hollandiya da daxil olmaqla dünyanın ən görkəmli radio rəsədxanalarına tura göndərdi. O dövrdə ən məşhur kataloqlar Martin Rylein Cambridge və Bernard Millsin Sidneydəki qrupu tərəfindən tərtib edilmişdi. Cambridge aləti, 159 MHz -də işləyən mürəkkəb interferometr idi. Problemlərindən biri, interferometrin qəbul loblarının səhv müəyyən edilməsidir, beləliklə mənbə mövqeyində qeyri -müəyyənliklərə səbəb olur. Sidney aləti olan Mills Cross, 81.5 MHz tezliyində işləyirdi və dar bir qələm şüası istehsal etmək üçün iki xətti sıra ilə istehsal olunan ortogonal fan şüalarının vurulmasını əhatə edirdi. Bir dizinin yan çubuqları digərinin əsas şüası ilə vurulduğundan, alətin yaranan yan lövhələri təbii olaraq yüksək idi. Yan şüadakı zəif bir qaynaq üçün bir yan kürədəki güclü bir qaynaq asanlıqla alınır.

Göründüyü kimi, yeni bir alət dizaynı, yan panellərin azaldılmasını vurğulamalı, mövcud alətlərdən fərqli bir tezlik aralığını əhatə etməlidir və mənbələrin aşkarlanmasına imkan verən kifayət qədər böyük və həssas qəbuledicilərə malik olmalıdır. Kataloglaşdırılacaq mənbənin nə qədər zəif olsaydı, daha əvvəl edilən səylərin əziyyət çəkdiyi "qarışıqlıq" probleminin qarşısını almaq üçün əsas şüa dar, yan səth səviyyələri aşağı olmalıdır. Düşündüm ki, dolu bir diyafram anteninin bu məqsədlərə çatmaq üçün ən yaxşı şansı var, amma o günün standartlarına görə çox böyük olmalıdır. Ölçü, səth dəqiqliyi, tezlik və qiymət arasında ən yaxşı güzəştə necə nail olmaq problem idi.

Sidneydəki Bernard Mills və Joseph Pawseydən kosmik kataloqlaşdırma işinin əsaslarını öyrəndikdən sonra dünyanın radio teleskoplarını gəzərkən bu suallara cavab tapdım. Doktor M. Laffineur, Observatoire de Haute Provence-də, hər bir elementi 100 fut kvadrat (təxminən) silindrik oxu şimal-cənub olan quş telinin parabolik silindrik reflektoru olan bir interferometr qurmuşdu. Fokus xətti boyunca xətti bir sıra dipollarla qidalanırdı və bütün sistem taxta dirəklərdə yerdən yuxarıya asılırdı. Dipolların mərhələli tənzimlənməsi əsas şüanın əyilməsində sükanı idarə etməyə imkan verirdi, yerin fırlanması isə şüanı sağ yüksəlişdə taradı. Bu "meridian tranzit" sistemi sistematik bir araşdırma üçün məqbuldur və strukturun heç bir mexaniki hərəkəti tələb etmir. Çox iqtisadi bir sxem kimi görünürdü. Jodrell Bankda Robert Hanbury Brown ilə müzakirə etdim və problemə yaxşı bir yanaşma ola biləcəyini qəbul etdik.

Fokus xətti boyunca dipolların dəqiq mərhələlənməsini əhatə edən bir çətinlik var idi. Vaşinqtonun Carnegie İnstitutunda John Firor, nisbi fazalarını tənzimləmək üçün sarmal oxları ətrafında mexaniki olaraq dönən spiral antenlərdən istifadə etdiyi günəş tədqiqatları üçün bir sıra qurmuşdu. Firor dizisindəki hər bir element, xətti qütbləşməyə həssas olmaq üçün birləşdirilmiş, ziddiyyətli iki heliksdən ibarət idi. Dairəvi qütbləşmə məqbul olsaydı, hər bir element tək bir sarmal ola bilərdi, ancaq ox xaricindəki radiasiya elliptikdir və bu, bir reflektor anteninin düzgün işıqlandırılması problemini çətinləşdirir.

Konseptual Dizayn

Bu düşüncələr nəzərə alınmaqla radio teleskopun konseptual dizaynına başlandı. Bir neçə dizayn parametrləri tez bir zamanda əldə edildi. Günün ənənəvi müdrikliyi, qarışıqlığın qarşısını almaq üçün bir qaynaq üçün bir neçə bal genişliyinin həllinin lazım olduğunu qəbul etdi. 10-26 W/M2/Hz daha aşağı bir axın səviyyəsi qəbul etmək və o vaxt məlum olan qaynaq sayı/güc statistikasına görə ekstrapolyasiya etmək, tələb olunan şüa genişliyinin təxminən 0,25 dərəcə olmasına səbəb oldu. Faydalı spektral məlumatlar əldə etmək üçün 600 MHz tezliyi mövcud kataloqlardan kifayət qədər yüksək olardı və hələ də həssas alıcıların mümkün olduğu diapazonda idi. Beləliklə, antenin xətti ölçüsü təxminən 120 metr olmalıdır və konfiqurasiya təxminən kvadrat və ya dairəvi olmalıdır. Reflektorun yaxşı işıqlandırılmasına imkan verən ağlabatan bir fokus-diametr nisbəti 0.4-dir. Düz bir zəmində tikildikdə, çox yüksək strukturlar tələb olunacaq, xüsusilə də qar və buzla qış yükünə davam edəcək qədər güclü və l = 50 sm -də səmərəli fəaliyyət göstərəcək qədər dəqiqdirsə. Asma bir quruluş qısa bir şəkildə nəzərdən keçirildi, ancaq tikinti xərcləri və ölçülü dəqiqliyi qorumaq üçün lazım olan səy həddindən artıq olacağına söz verdi.

Alternativ, böyük bir hissəsi torpaq səviyyəsindən aşağı olan yerin əksini qurmaq idi. Geniş bir araşdırma, İllinoys ştatının Danville yaxınlığında, oxu təxminən şimal-cənubda olan və uyğun ölçülərə malik olan bir dərə vadisini aşkar etdi. Torpaq alına bildi. Geoloji şərtlər struktur baxımından məqbul idi. Vadinin təbii ölçüləri, nominal parametrlərdə yalnız kiçik dəyişiklikləri təyin etdi: son, eni 400 fut/gün, reflektor səthinin 0.39 uzunluğu, qüllələrin 600 fut yüksəkliyi, 165 fut.

608-614 MHz olan 37 nömrəli televiziya kanalı o vaxt Şimali Amerikada təyin edilməmiş və istifadə edilməmişdi və müvafiq kanal dünyanın başqa yerlərində təyin edilməmişdi. Uzun bir hüquqi və siyasi mübarizədən sonra bu tezlik bandı dünya miqyasında radio astronomiyasına təyin edildi. Bu nəticə illərdir hazırlanırdı və öz başına bir hekayəni təmsil edir. Bu vaxt, tezlik istifadəsi sualının bir şəkildə qənaətbəxş bir şəkildə həll ediləcəyinə ümid və inama əsaslanaraq teleskop tamamlandı.

Dizayn detalları

Əsas parametrlər və tikinti texnikası belə qurulduqdan sonra, dizaynın çoxşaxəli detalları müəyyən edilməkdədir. Bu işdə kömək üçün o vaxt professor Victor H. Rumseyin rəhbərlik etdiyi Elektrik Mühəndisliyi Bölməsinin görkəmli Anten Laboratoriyasına müraciət etdik. Səylərin bir istiqaməti, fokus xəttinin faza tənzimlənməsi və reflektorun işıqlandırılması idi. Profesor Yuen Tse Lo, yan işıq səviyyələrini minimuma endirmək üçün uyğun işıqlandırmanın azaldığını nəzərə alaraq serialın ətraflı dizaynını həyata keçirdi. 122 metr uzunluğunda (əslində 137 metr, maksimum zenit bucaqlarında qabaqcadan kəsilməni kompensasiya etmək üçün) vahid aralıqlı bir sıra üçün lazım olan elementlərin sayı çətin idi və düzgün işıqlandırma təmin etmək üçün lazım olan element cərəyanlarının dinamik diapazonuna çatmaq çətin olacağını vəd etdi. Lo və mən qeyri -bərabər element aralığından istifadə etməklə qismən bu daralmanı əldə etməyə çalışmaq qərarına gəldik.

Array elementinin dizaynı professor John D. Dyson tərəfindən edildi. Antenna Laboratoriyası qrupu daha sonra tezlikdən asılı olmayan antenlərin qabaqcıl tədqiqatları ilə məşğul oldular və konusun oxundan geniş bir açı üzərində aşağı eksenel nisbəti olan dairəvi polarizasiyaya malik olan konik log-spiral uyğun olduğunu sübut etdi. Birincil şüalanma nümunəsi, seçilmiş f/d nisbəti ilə parabolanı işıqlandırmaq üçün düzgün daralma verdi. Dysonun dizaynı, mexaniki fırlanma ilə fazanın dəqiq tənzimlənməsini təmin etdi-teleskopun işləməsi zamanı faz tənzimlənməsi ilə bağlı heç bir çətinlik yaşanmadı.

Konik log-spiral anten: İllinoys Universitetinin 400 metrlik radio teleskopunun qidalanma elementi. Dizayn J. D. Dyson.

Mükəmməl eksenel nisbətinə baxmayaraq, konik log spiral hələ də dairəvi qütbləşmənin sonlu mənfi komponentinə malikdir. Müsbət qütblü şüanı müəyyən bir zenit bucağına yönəltmək üçün massiv düzgün şəkildə mərhələləndirilərsə, verilmiş zenit bucağının mənfi tərəfində daha kiçik mənfi qütblü şüa da olacaq. Bu mənfi şüanı aradan qaldırmaq üçün Lo ağıllı bir sxem təklif etdi. Bir neçə elementin ötürmə xətləri təsadüfi uzunluqda idi və müsbət qütbləşmə mərhələsi elementin mexaniki fırlanması ilə düzəldildi. Bu, mənfi qütbləşmə üçün təsadüfi xətanı iki qat artırdı və mənfi şüa heç əmələ gəlmədi. Bu dizayn səyləri Lo-nu qeyri-bərabər və təsadüfi cərgələr üzrə tanınmış araşdırmalarına gətirib çıxardı.

Mən də Lo-dan fokus xətti quruluşunu dəstəkləmək üçün sadələşdirilmiş polad modellərindən və taxta qüllələrdən elektromaqnit enerjisinin səpilməsini öyrənməsini istədim. Onun cavabı, iki materialın təxminən eyni xalis təsirə sahib olacağı idi, buna görə də bir az daha bahalı olacağını və daha az texniki xidmətə ehtiyacı olduğunu gözlədiyimiz ağacın strukturunu qurmağa qərar verdik. Məsləhətçi mühəndislərdən taxta konstruksiya dizaynını aldıqdan sonra, dörd qüllənin hər birində 155 fut uzunluğunda, bir dalğa uzunluğunda polad boltlardan bərabər şəkildə ayrılmış dörd dəstə olduğunu kəşf etdik. Bu yüzlərlə boltun məcmu təsirlərini hesablamaq üçün vaxt yox idi, buna görə də onları fenolik emprenye edilmiş taxta boltlarla əvəz etdik. Qüllələr üçün uyğun metal olmayan oğlan ipləri də axtardıq, amma müvəffəqiyyətli olmadı. Polad oğlan kabellərinə və polad lift kabellərinə bir qüllə daxilində yerləşməliydik. Geriyə baxanda bu narahatlıqların yəqin ki, əhəmiyyəti yox idi.

Düzgün elementləri uyğun fazalar və amplitüdlərlə qidalandırmaq və minimum zəifləmə ilə çox çətin bir problem olduğunu sübut etdi. Kwang-Shi Yang və mən bir neçə qidalanma sxemini sınadıq. Tam bir korporativ quruluş qidalanma sistemi çox bahalı hesab edildi və dizi elementlərinin qeyri -bərabər olması səbəbindən asanlıqla həyata keçirilmədi. Bunun əvəzinə, Lo-nun təsadüfi fazalı qidalanma sistemini nəzərə alaraq, uyğun aralıqlarda xəttin spiral elementləri sərbəst şəkildə vurularaq hərəkət edən dalğa ötürmə xətti qidalanma sistemi təklif edildi. Bu sxem kifayət qədər bant genişliyinə malik olmadığını sübut etdi, buna görə də korporativ bir quruluşa malik alıcı portundan başlayaraq, hər biri bir neçə anten elementi olan səyahət dalğalı qidalanma xətləri ilə qidalanan altı limana qədər budaqlanaraq güzəştə getmək lazım idi. Fərdi elementlər tənzimlənən kapasitiv zondlarla ötürücü xətlərə qoşulmuşdur. Bu sonuncular Yang və köməkçiləri tərəfindən çoxlu sınaqlarla inkişaf etdirildi. Başlanğıcda induktiv zondlar istifadə olunurdu, amma onları heç vaxt düzgün işləməyə məcbur edə bilmədik, buna görə də ilk astronomik müşahidələri etdikdən sonra onları tərk etdik və qidalanma aparatını yenidən dizayn etdik, o zaman daha çox olduğumuzu düşünən astronomları çox narahat etdi. astronomiyadan daha çox elektron təcrübələrlə maraqlanır. Fokus xəttinin hər bir elementində fazanın və amplitudun dəqiq monitorinqi vacib idi. Fərdi log-spiral anten elementinin qatqı təmin etdiyi faza komponenti onun mexaniki fırlanması ilə əlaqədardır, buna görə yalnız anten portundakı fazanı və amplitudu təyin etmək lazım idi. Həmkarı Govind Swarup ilə birlikdə Stanford Mikrodalğalı Radiohelioqrafı üçün hazırladığı bir sxemə uyğun olaraq, Yang, müəyyən bir yem sistemi portundakı anten üçün audio modulyasiya edilmiş bir diodu əvəz etdi və mərkəzi alıcı portundan xəttə bir siqnal göndərdi. Fərdi anten portundan audiomodulyasiya edilmiş əks olunmanın faza gecikməsi daha sonra siqnal generatorunun fazası ilə müqayisə oluna bilər. Geniş tərəfli (şaquli) şüa istiqaməti üçün uyğun bir fazalı vəziyyətin tənzimlənməsi, anten elementinin mexaniki oxundakı dial lövhəsinin indeksini döndərməklə edilə bilər. Orijinal Illiac kompüterindən istifadə edərək Lo tərəfindən hesablanmış bir cədvələ görə, ixtiyari bir zenit bucağı üçün tənzimləmə, bu indeksə görə daha çox fırlanma ilə edilir. Dizayn ötürmə xətti sisteminin dizaynı, ehtimal ki, bütün proqramın digər vəzifələrindən daha çox mühəndislik səyləri tələb edirdi. Ticarət komponentləri ümumiyyətlə yararsız olduğundan sistemin hər bir detalı sıfırdan dizayn edilməli idi. Konik log-spiral antenlərə əlavə olaraq, bu komponentlərə koaksial ötürmə xətləri və uyğun aparatlar, izolyatorlar, bağlayıcılar, sonlar, istinad yükləri, istinad yükləri üçün soyuducu sistemlər və s.

Müqayisəli dərəcədə əlavə bir vəzifə alıcıların və qeyd sisteminin dizaynı və qurulması idi. Bu, Kenneth Seib və bir neçə texnik tərəfindən kömək edilən K. S. Yang'ın əsas vəzifəsi idi. Zenith Radio Corporation, Dr. Robert Adler-in yaxşı ofisləri vasitəsilə elektron şüa parametrik gücləndiricilərinə kömək etdi. Bu ən müasir gücləndiricilər, müşahidə apardıqları ilk illər ərzində yaxşı xidmət göstərmiş, lakin onları saxlamaq və tənzimləmək çətin idi və sonuncusu istifadəyə verildikdə, nəticədə sahə effektli tranzistorlar ilə əvəz olundu. Referans səs-küy mənbələrinin təsirli temperaturları ilə yem sistemindəki yüzlərlə metrlik ötürmə xəttindəki ətraf mühitin istiliyinə bağlı itkilər arasında düzgün tarazlığın qorunması uzun aylar sürtmək və tənzimləmək tələb edir.

Göyün Kataloqu: 1959-1969

Radio mənbələri kataloqunun ilk hissəsi 1964 -cü ildə nəşr olunan John M. MacLeodun doktorluq dissertasiyası idi. Sonradan göyün əlçatan hissələrinin çoxu (zenitin 30 dərəcəsi daxilində) professor John R. Bir sıra qalaktik genişləndirilmiş mənbələrin xəritəsini hazırlayan Dikel və professor John C. Webber. Professor Harold D. Webb, Samanyolu qalaktikasının əhəmiyyətli hissələrini də xəritələyirdi ki, 1959-1969-cu illərdə ən az bir dəfə əlçatımlı səma örtülmüşdür. Bu araşdırmada aşkar edilən bir çox yeni kosmik radio mənbələri arasında, daha sonra BL Lacertae optik obyekti ilə tanınan VRO 42.22.01 mənbəyi də var. Bu, genişlənmiş bir qalaktikanın çox kiçik diametrli nüvəsidir və qeyri -adi enerjisi hələ də açıqlanmayan bu cür obyektlərin böyük bir sinfinin prototipidir. Partlayan ulduzların atdığı qaz qabıqlarını genişləndirən əvvəllər bilinməyən iki supernova qalığı da aşkar edildi. Süd Yolunun astrofiziki cəhətdən maraqlı Cygnus X bölgəsinin ətraflı araşdırılmasına başlandı və bu vaxtdan etibarən digər alətlərdə digər tezliklərə qədər uzadıldı. Bir çox qalaktik H II (ionlaşmış hidrogen) bölgələri xəritələndi.

Orijinal dizayn konsepsiyasının xüsusiyyətlərindən biri, göyün daha sürətli araşdırılmasına imkan verən çoxlu qəbul şüalarının təmin edilməsi idi. Parabolik silindrik anten çox şüalı iş üçün uyğundur. Fokus xəttinin müxtəlif bölmələrinin çıxışları, hər bir şəbəkə üçün fərqli bir şüa açısı yaratmaq üçün uyğun faza dəyişikliyi olan bir neçə fərqli şüa yaradan şəbəkələrdə birləşdirilə bilər. 400 metrlik teleskop bu iş rejiminə ideal şəkildə uyğundur: fokus xəttinin altı bölməsi olduğu üçün eyni anda bir-birindən aralı olan altı şüa mümkün idi, beləliklə tədqiqat tək bir şüanın sürətinin altı qatına qədər davam edə bilərdi. Əlavə faza dəyişdiriciləri və qəbulediciləri (şüa başına iki ədəd) təmin etmək üçün heç vaxt vəsait təmin etmək mümkün deyildi, buna görə də kataloq ən düşünülmüş sürətlə davam etməli idi.

Reflektor səthi, 1/20 dalğa uzunluğunda, torpaqdan idi, üstü bir düymlük (l/20) sinklənmiş poladdan ibarət ağır bir tarpaper astarla örtülmüşdü. Yerin əsası hava şəraitinə məruz qaldı. Səthin dəqiq araşdırılması və kürəklər, dırmıqlar, çapalar və portativ tar çaydanı ilə edilən hər hansı bir zəruri təmir üçün hər bir yay dövrü ayrıldı. Bu iş və bütün digər mexaniki təmir işləri Arno H. Schriefer tərəfindən nəzarət edildi. Mexaniki təmir üçün ildə təxminən 10.000 dollar tələb olunurdu, bu da kapital qoyuluşunun təxminən iki faizini təşkil edirdi. Nəhayət, ancaq 1969 -cu ildə, göy örtüyünün tamamlandığı bir vaxtda, yuxarı yamaclardan parabolanın zirvəsinə qədər xeyli miqdarda torpaq eroziyası yığılmışdı. Bu proses fokus uzunluğunun tədricən artması ilə nəticələndi və nəticədə fokus xətti silsiləsinin yüksəkliyində mövcud tənzimləmə aralığını aşdı. O zaman alət tərk edildi, missiyası əslində tamamlandı.

Geriyə baxanda, ehtimal ki, bir neçə şey fərqli şəkildə edilməli idi. Fokus xəttinin dəyişən aralığının daralması, həm ilkin, həm də gündəlik faza düzəlişlərini sürətləndirən və amplituda daralma problemini asanlaşdıran bir çox sıra elementini xilas etdi. Bununla birlikdə, meridian müstəvisində qaçılmaz olaraq daha yüksək yan lövhələr əmələ gətirdi, bu da şübhəli mənbələri çox gözdən keçirməyi tələb etdi. Gündəlik faza düzəlişi heç vaxt eyni ola bilmədiyi üçün, yan səth səviyyələri gündən-günə fərqlənirdi, buna görə də təkrar müşahidə ümumiyyətlə hər hansı bir suala cavab verirdi. Buna baxmayaraq, vahid bir sıra istifadə olunsaydı, yəqin ki, uzun müddətdə vaxta və pula qənaət edərdi. Çox şüalı bir sistem qurmaq üçün daha qətiyyətli bir səy göstərilməli idi, baxmayaraq ki, proqramın xroniki olaraq az maliyyələşdirildiyi üçün bunun üçün müəyyən vəsait təmin edilə bilməz. Metal komponentləri reflektorun yaxın sahəsindən kənarda saxlamaq üçün daha az səy sərf edilməli idi, bu ehtimal ki, lazımsız bir narahatlıq idi. Bu sənətin yeni yaranmasına baxmayaraq, işlək bir rəqəmsal məlumat qeyd sistemi əldə etmək üçün daha çox səy göstərilməli idi.

Düzəlişin digər texniki aspektləri çox uğurlu oldu. Faza tənzimləmə sistemi yaxşı işləyirdi və heç vaxt şüa işarə etmə problemi olmurdu. Cihaz mexaniki olaraq dayanıqlı idi və hava şəraitindən təsirlənmirdi. Məlumatların görünən modulyasiyası olmadan qar, buz və yağış fırtınaları və əhəmiyyətli bir zəlzələ zamanı müşahidə edildi.


Radio Astronomiyasının Tarixi

Radio astronomiya astronomiya elminin nisbətən gənc bir qoludur. Bu gün kainatımız haqqında ən əhəmiyyətli kəşflərdən bəziləri radio teleskoplarından gəlir.

1930 -cu illərdə Karl Janksy

Sürpriz bir kəşf Radio Astronomiyasına aparır

Radio astronomiyası 20 -ci əsrin əvvəllərində yaranmışdır. 1932-ci ildə Bell Laboratoriyalarının gənc mühəndisi Karl G. Jansky başsındıran bir problemi həll etdi: səs-küylü statik qısa dalğalı radio transatlantik səsli ünsiyyətə müdaxilə edirdi. Mənbəni aylarla izlədikdən sonra yavaş -yavaş göydən keçdiyini fərq etdi. Bu nə ola bilər? Çaşqınlıq içində bir astronomla məsləhətləşdi və təəccüblü bir nəticəyə gəldi:

“Daha çox məlumat aldım ki, nə olursa olsun, əşyaların nəinki planetdən, həm də Günəş sisteminin xaricindən gəlir. Bu, kosmosda sabit bir istiqamətdən gəlir və təəccüblü olan odur ki, [bu] Günəş sisteminin kosmosda hərəkət etdiyi istiqamətdədir. Skellett görə ... bu istiqamətdə "kosmik toz" buludları var ... ”

Jansky, Samanyolu Qalaktikasının mərkəzində bir şey kəşf etmişdi. Əsəri, 1933 -cü ildə nəşr olunan "Günəş Sisteminin Xaricindən Radio Dalğaları" adlı 20 -ci əsrdə astronomiya tarixinin ən əhəmiyyətli sənədlərindən birinə səbəb oldu. Onun işi radio astronomiya elminin əsasını qoydu!

Radio Astronomiya və "Kiçik Yaşıl Kişilər"

Ən məşhur radio astronomiya kəşflərindən biri 1967 -ci ildə Jocelyn Bell adlı gənc aspirantın qurmağa kömək etdiyi bir radio teleskopundan çıxan qəribə bir siqnalın fərqinə varanda baş verdi.

“Evrika anım gecənin yarısı idi, səhərin erkən saatlarında, soyuq, soyuq bir gecədə və ayaqlarım o qədər soyuq idi ki, ağrıyırdı. Nəticə cədvəllərdən çıxanda bütün bunları unudursan. Bunun nə qədər əhəmiyyətli olduğunu dərhal başa düşürsünüz - həqiqətən yerə düşdüyünüz şey - və əladır! ”

Nə tapdı? Əvvəlcə aydın deyildi. Cisim, saniyədə təxminən 30 dəfə müntəzəm sürətlə güclü radio pulsları istehsal etdi. Bell və onun həmkarları, nizamlı pulsasiyaların "Kiçik Yaşıl Kişilər" dən ola biləcəyini zarafat etdikləri üçün əvvəlcə obyekti LGM-1 adlandırdılar, lakin bunun hələ də açıqlanmayan bir təbii hadisə olduğunu başa düşdülər.

Siqnalların pulsar adlanan qəribə bir cisimdən gələn radio emissiyalarının çaxması olduğu ortaya çıxdı. Pulsarlar, böyük bir ulduzun yıxılmasından sonra qalan və sonra supernova Supernova olaraq partladıqdan sonra qalıqları nüvə ocağının cazibə qüvvəsini tarazlaşdıra bilmədikdən sonra Günəşimizdən qat -qat böyük olan ulduzun son dərəcə şiddətli partlamasıdır. Bu partlayış əsnasında bu ulduzlar bir qalaktikanın bütün ulduzları kimi bir araya gələ bilər və böyük bir maddənin yüksək sürətlə və yüksək enerjiyə malik olaraq kosmosa atıldığı bir vəziyyətə gələ bilər. Bu kütləvi ulduzların qalıqları ya neytron ulduza, ya da qara dəliyə çevrilir. . Zibil buludlarını kosmosa göndərir və arxasında tamamilə neytronlardan ibarət böyük bir sıxılmış cisim qoyur. Pulsar Bell, öz oxunda saniyədə 30 dəfə fırlanmalar aşkar edərək hər döngədə bir mayak göndərdi. Demək olar ki, saatın səsinə bənzəyir.

Bu gün 2000 -dən çox pulsardan xəbərimiz var. Yengeç Bulutsusunun mərkəzindəki pulsar kimi bəziləri üçün də böyük ulduzun parlayan zibilini görə bilərik. Radio astronomları, partlayışın mərkəzində olan pulsara diqqət yetirirlər.

Radio Astronomiyası və Planet Sistemlərinin Bina Blokları

Soruşa biləcəyimiz ən maraqlı suallardan biri də kainatdakı öz yerimiz, Günəş sistemi ilə bağlıdır. Necə yarandı? Planetimizdə həyatın yaranması üçün hansı şərtlər mövcud olmalı idi? Atacama Böyük Millimetr/Altmillimetr Dizisi (ALMA), körpə günəş sistemlərini dünyaya gətirən bölgələr kimi, kainatın soyuq və qaranlıq hissələrini öyrənmək üçün inşa edilmişdir. Bu bölgələr ulduz körpələr evi kimi tanınır. Orion Bulutsusu, qaz və toz buludlarının içərisində körpə planet sistemlərinin olduğu görünən məşhur bir uşaq bağçasıdır. ALMA alimləri bu buludu araşdırmağa davam edirlər. Radio emissiyaları və infraqırmızı işıq ulduz və planetlərin əmələ gəlməsi proseslərində "pərdəni qaldıraraq" qalın qaz və toz buludlarının arasından keçə bilər.

Bu möhtəşəm və qeyri-adi görüntü, Yerdən təxminən 1350 işıq ili uzaqda yerləşən ulduz meydana gəlməsi bölgəsi olan məşhur Orion Bulutsusunun bir hissəsini göstərir. Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) və IRAM 30 metrlik teleskopdan alınan millimetrlik dalğa uzunluqlu görüntülərin mozaikasını, HAWK-I aletinin daha tanış infraqırmızı görünüşü ilə ESO-nun Çox Böyük Teleskopunda birləşdirir. mavi. Sol tərəfdəki parlaq mavi-ağ ulduzlar qrupu, yalnız bir neçə milyon yaşı olan gənc gənc ulduzlar olan Trapezium Kümesidir.

Astronomlar bu bölgəni öyrənmək üçün radio astronomiyasından istifadə edərək nə tapdılar? Bulud, bir gün ulduzları və planetlərini yaratmaq üçün çökə biləcək soyuq qaz filamentlərindən ibarətdir.

Qalaktikanın başqa bir yerində ALMA, metil izosiyanat adlı bir molekulun izlərini aşkar etdi. Bu zəhərli maddənin digər molekullarla birləşərək DNT-nin erkən tikinti bloklarından olan peptidlər adlanan pre-biotik üzvi birləşmələr meydana gətirə bilən bir xəbərçi molekulu olduğu ortaya çıxır. Başqa sözlə, ALMA astronomlara həyatın prekursorlarını aşkar etməyə kömək edir. milyardlarla il əvvəl öz günəş sistemimizdə həyatın necə yarana biləcəyinə dair ipuçları vermək.

Radio Astronomiyası Cazibə dalğalarının səbəbini anlamağa kömək edir

Qravitasiya dalğaları son illərdə ilk dəfə aşkar edildikdə başlıqları ələ keçirdi. Amma onlara nə səbəb olur? Karl G. Jansky Çox Böyük Array bu kosmik fəlakətlərin fizikasını öyrənməkdə rol oynadı. Three months of observations from several observatories led researchers to a titanic collision of neutron stars in a galaxy 130 million light-years from Earth. Neutron stars Neutron Star A small compressed core of a star that has gone through supernova (star explosion). These stars are almost completely made up of only neutrons and have a strong gravitational field. are superdense objects left over from the deaths of massive stars. They are magnetically active, and have very strong gravitational fields. When these monsters collide, they not only send gravitational waves out through space, but they also give off strong radio emissions. That’s what the VLA, plus the Australia Telescope Compact Array and the Giant Metrewave Radio Telescope in India combined to study. The merger set off a huge outburst of energy and material and gave scientists new insight into the phenomenon behind the creation of gravitational waves.


M. Cassegrain - Man without a Name

On April 15, 1672 , the Journal de Scavans published an excerpt of a letter from a M. de Berce describing a telescope design proposed by a M. Cassegrain. The diagram that was used to illustrate the device is shown above. It had a large (primary) concave mirror which reflected light onto a smaller (secondary) convex mirror which then reflected the light back through a hole in the primary mirror to an eyepiece. Variations of this type of design would dominate the construction of research telescopes from the start of the twentieth century onward. In spite of the importance of the design, the true identity of this M. Cassegrain would not be known for more than three centuries.

You see therefore, that the advantages of this design are none, but the disadvantages so great and unavoidable, that I fear it will never be put in practise with good effect [_8_] .

For his work, 'M. Cassegrain' received one of the great smackdowns in the history of science. The quote above is from Isaac Newton. Christian Huygens was more caustic. Both of these scientists were wrong. Large research optical telescopes have been predominantly Cassegrain designs for over a century. But M. Cassegrain was never to be heard from again. The identity of M. Cassegrain was finally discovered in 2000. He was Laurent Cassegrain, a French Catholic priest from the region around Chartres, France. He was a teacher at a lycee (high school).


The Illinois 120-Foot Radio Telescope

The 120-foot telescope at the Vermilion River Observatory in eastern Illinois is the result of a cooperative program by the astronomy and electrical engineering departments of the University of Illinois at Urbana-Champaign. The original intent was to build three such instruments on wheels, to be used together as an interferometer and as an aperture-synthesis telescope, capable of extremely high angular resolution and sensitivity.

Theoretically, two or more small telescopes movable with respect to one another on a one-mile base line can achieve the same sensitivity and the same angular discrimination as a single telescope a mile in diameter. The compromise is between initial cost (or structural feasibility) and observing time: the interferometer is relatively inexpensive but requires much time to complete its observations.

Partial funding for the first telescope was obtained in 1967 from the National Science Foundation and was matched by the university. But the budget was too slender to permit us to employ contractors, and it was decided that the observatory staff should build its own instrument, making maximum use of government surplus materials and equipment and of student labor. Professors, engineers, technicians, and students pitched in together.

First, they built a large shop and equipped it. Lathes, drills, saws, milling machines, welding and metal-burning gear, and materials-handling equipment were obtained from U. S. Department of Defense excess stocks with the assistance of the Office of Naval Research. Most of these items were overhauled or rebuilt by the staff.

A truck crane, bulldozer, trucks, hoists, and, eventually, a 200-ton stationary guy derrick were also borrowed from the government and overhauled by the staff and students. In the meantime, these personnel were learning the skills of mechanic, millwright, equipment operator, welder, and machinist. In general, every man has acquired some of the skills of all these trades.

The conceptual design was produced under contract by Neil Stafford of the Stanford Research Institute, Palo Alto, California. Detailed mechanical and structural design was by the first author of this article, Arno H. Schriefer, Jr., of the observatory staff, who also acted as project engineer. He and astronomy graduate students, advised by Prof. J. W. Melin, performed the structural analysis of the university's IBM 360/75 computer. The construction foreman was electronic technician Robert Fisher, whose crew consisted of maintenance worker Dan Hawker and several students.

The motion of the equatorially mounted telescope is controlled with an accuracy of one minute of arc by a digital computer built by the second author, senior research engineer Kwang-Shi Yang, assisted by technicians Lyle Hawkey and Jerome Oder. The same group, plus Gary Whittaker, has designed and built the sensitive radio receivers (radiometers) and all other electronic and electric-power components, including those for heating and lighting.

After this first telescope was well along in construction, it became apparent that money for the other two would not be forthcoming because of the general constriction in Federal funding of fundamental research. It was necessary to abandon the plan to do aperture-synthesis work and to concentrate on other research programs. At this time radio astronomers were discovering several complex molecules in the interstellar gas of the Milky Way, using radio telescopes as very sensitive microwave spectrometers (Sky and Telescope, November and December, 1970, pages 267 and 345).

This activity was highly appropriate for the new instrument, so a cooperative program was initiated with microwave spectroscopists led by Prof. Willis Flygare of the university's school of chemistry, and a complex spectrometer was designed by the observatory staff for construction in the chemistry shops.

Structural and Mechanical Design

In order to build such a large instrument on a low budget, it was necessary to compromise somewhat between cost and performance. To cover the entire sky from horizon to zenith, as would be most desirable, the huge paraboloid must be mounted well above the ground its center being at least as high as the radius of the dish, 60 feet in this case. Regardless of the type of mounting chosen, this requires a high pedestal and, in the case of an equatorial mount, a long cantilever yoke. By accepting more limited coverage of the sky, however, we could reduce the tower's height considerably and eliminate the cantilever support entirely.

In radio astronomy, the principal need for large hour-angle coverage arises from the need for long integration times in detecting faint sources. With the advent of very-long-base-line interferometry, it is also desirable to have large hour-angle coverage so that telescopes separated widely in longitude may have significant periods of overlap on mutually visible sources. We compromised here, too, deciding that it would be sufficient for our dish to follow a celestial object from 2 1/2 hours before meridian transit until 2 1/2 hours after a total of five hours.

Likewise, declination coverage from the celestial equator to the north celestial pole was deemed acceptable, in view of the very substantial savings in cost by not going to southern declinations. To look more than a few degrees below the equator would require that the declination bearings be mounted well behind the support structure of the dish and that substantial counterweights be added to balance the moving structure. Thus, the total moving load would increase rapidly if the declination range were extended. In our instrument, the declination axis is mounted well within the structural hub of the dish, minimizing the need for counterweights.

With our limited sky coverage, neither of the two most popular mounting systems--altitude-azimuth or equatorial--has a significant advantage over the other with respect to cost or ease of construction. But as is well known, an equatorial mounting needs no two-coordinate conversion to follow a source in sidereal motion. It simplifies the design and maintenance of the electronic system that controls the telescope and generally simplifies the drive system.

Our drive machinery has some novel features. Most equatorial radio telescopes use large spur gears for the hour-angle drive. These are expensive. The Illinois group decided to use roller chain, a precision analog of a large bicycle chain, from the Link-Belt Co. of Indianapolis, Indiana. This was tested in the university laboratories and found to have the necessary precision, strength, and elastic properties. When wound around a circular track, roller chain performs as well as a much more expensive spur-gear system.

The declination drive is a jackscrew operating between the rocking platform and the structural hub of the dish. It is 23 feet long and six inches in diameter and has a nut containing recirculating ball bearings. These carry the dish up and down the rotating screw. This is similar to the landing-gear extension system on some large airplanes, and it is simpler and less expensive than an equivalent spur-gear system. One aesthetically negative feature is that the screw extends through the surface of the dish at low declinations. However, care was taken to have the screw fall under the "shadow" of one of the feed-support legs so that it has little or no effect on the reception pattern of the telescope.

Students in the shop assemble the track for the chain drive in hour angle.


Big dish, big science

For most of its 57 years, the 305-meter-wide dish of the Arecibo Observatory was the largest in the world. Researchers used it to study Earth’s upper atmosphere, the rocks and planets of the Solar System, and more distant astrophysical objects. Here are some of its milestones.

1974 Finds first binary pulsar, a pair of neutron stars that emits regular radio bursts.

1978 Tracks inspiraling of pulsar pair— the first indirect evidence for gravitational waves.

1980 Radar maps of 25% of Venus’s cloud-shrouded surface reveal signs of volcanic repaving.

1989 Radar reveals an asteroid’s peanut shape—a “contact binary” held together by weak gravity.

1991 Reflections in shadowed craters near Mercury’s north pole suggest ice deposits.

1994 Pulsar fluctuations point to the tug of rocky worlds: the first exoplanets.

2007 NANOGrav begins to use Arecibo to monitor pulsars for signs of passing gravitational waves.

2016 Finds a repeating “fast radio burst,” showing some sources survive the outbursts.

1963 Opens under Cornell University management. Built with Department of Defense funding.

1969 National Science Foundation (NSF) takes over as owner.

2006 NSF advisory panel recommends closure.

1974 Message sent to a star cluster with pictures of the Solar System, DNA, and a human figure.

1997 Gregorian dome added to platform, along with six auxiliary cables.

2011 SRI International takes over management.

2017 Hurricane Maria batters Puerto Rico. “Line feed” antenna falls into dish.

2018 University of Central Florida takes over management.

2020 Suspension cables break and platform collapses.

The mission to save the telescope was now urgent. The engineers had to reduce the load on the three main cables still attached to Tower 4, now shouldering more than 75% of their breaking load, but they couldn’t risk putting people on the towers or platform. They looked at using helicopters to install extra cables or sever platform components to reduce its weight. They even considered sacrificing the entire 110 tons of the Gregorian dome, but the violent recoil of the platform after the dome was cut loose would have been “a bad thing,” Lugo says. There was no good option.

One firm—Wiss, Janney, Elstner Associates—favored stabilizing the telescope by relaxing the backstays that stretch from the towers to the ground, installing extra support cables, and removing mass from the platform before starting restoration work. But Thornton Tomasetti and the third firm, WSP, concluded that, after two cables had broken well below their design strength, none of them could be trusted. “Although it saddens us to make this recommendation, we believe the structure should be demolished in a controlled way as soon as pragmatically possible,” principal engineer John Abruzzo of Thornton Tomasetti said in his report. So, at a 19 November press briefing, NSF called time on the telescope. “We understand how much Arecibo means to [the scientific] community and to Puerto Rico,” said Sean Jones, head of the Directorate for Mathematical and Physical Sciences. “There is no path forward that allows us to do so safely.”

On 1 December, less than 2 weeks later, Lugo, who had temporarily relocated to Puerto Rico, stopped to buy breakfast before driving up to the observatory. Just after 8 a.m., he got a call telling him the platform had collapsed. “I felt like throwing up,” he says. One hour later he was on-site talking to staff who had heard and felt the crash. “There were a lot of glazed over expressions, they were all crying,” he says. Cameras on a drone had caught the remaining Tower 4 cables snapping within seconds of each other while a fixed camera watched the platform fall. Arecibo’s giant telescope was no more.

So why did cables that had held up the platform for decades suddenly fail so spectacularly? Decades earlier, staff noted cable wires snapping and suspected that corrosion from water was to blame. In 1976, managers tackled the problem by painting the cables to seal them off from the elements and installing fans to blow dry air through the length of the cables. Phoenix says that reduced the rate of wire breaks, but it’s unclear how long those practices were maintained. Kerr says the fans weren’t in use when he took over in 2007, nor was he aware of when the cables were last painted. “Someone may have dropped the ball,” he says.

Lugo insists procedures were continued since UCF took over in 2018. “We were doing what was being done prior,” he says. “It was not poorly maintained,” Rankin agrees. “The Puerto Rico staff are incredible: They did every possible thing.”

Natural disasters hastened the end, Lugo says. Hurricane Maria battered Puerto Rico in 2017. Phoenix says it was “an opportunity for trouble,” because the storm’s winds could have picked up seawater, whose salt makes it especially corrosive, and dumped some on the telescope. The observatory was also shaken by a series of earthquakes in December 2019 and January 2020.

Others say the NSF astronomy division’s efforts to hand off the telescope didn’t help. In 2006, the division convened an independent panel of astronomers for one of its “senior reviews” of existing facilities. To pay for planned new telescopes, such as the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array in Chile and the Daniel K. Inouye Solar Telescope in Hawaii, economies were needed. Among other measures, the panel recommended closing Arecibo by 2011 unless partners were found to share operating costs. The astronomy division began to ramp down its roughly $10 million annual spending on Arecibo. NSF’s atmospheric and geospace division increased its funding from $2 million to $4 million and NASA chipped in a few million dollars for tracking near-Earth asteroids. But Arecibo wasn’t out of the woods.

Following an open competition, management of the observatory was transferred in 2011 from Cornell to a collaboration led by SRI International, a nonprofit research institute. NSF’s astronomy division still wanted more savings, however. In 2018, UCF stepped up to take over management, with support from Puerto Rico’s Metropolitan University and the company Yang Enterprises, on the understanding that the astronomy division would gradually reduce its contribution to $2 million annually.

Two management changes in 7 years and the slow dwindling of funds took a toll, supporters say. “People would leave or retire when there are no raises. The best people would go elsewhere,” says planetary scientist Michael Nolan of the University of Arizona, who was Arecibo director from 2008 to 2011. And when old hands move on, something goes with them, Phoenix says. “Knowledge gets lost without that continuity.” In response to questions from Elm, an NSF spokesperson says, “Funding from NSF covered scheduled maintenance for the facility and should not have negatively affected the observatory’s ability to maintain the 305-meter telescope.”

Although Kerr is convinced neglect was a factor, he believes the collapse had no single cause. “We drove that telescope hard. It’s an old piece of steel in the tropics, too heavy, it failed.” But he does think the 1997 upgrade, although scientifically valuable, was a mistake. “If it had not been upgraded, it would still be standing.”

After the shock of last month’s collapse wore off, observatory managers gave a group of staff and outside researchers 3 weeks to come up with a plan to replace the telescope. “We need something concrete to put in front of people,” Lugo says. “We want to develop a system that will be relevant for another 50 years.” The planners are aiming for a replacement that would surpass the capabilities of the original, be more flexible, and satisfy the needs of planetary and atmospheric scientists as well as astronomers. And they are trying to do that for less than $400 million—roughly the cost of making a Hollywood blockbuster.

First we mourned, then we had a wake, then we got down to work.

Joanna Rankin, University of Vermont

The researchers first considered a new fixed dish, along with an array of independently steerable smaller ones. But in the white paper delivered to NSF last month, they went with something more ambitious: a flat, 300-meter-wide, rigid platform, bridging the sinkhole, and studded with more than 1000 closely packed 9-meter dishes. The dishes would not steer but the disk would, with hydraulics tilting it more than 45° from the horizontal. At such an extreme tilt, one edge of the disk would be higher than Arecibo’s existing support towers. Steering “will be a great mechanical challenge,” says Anish Roshi, head of astrophysics at the observatory.

In this design, modern receivers built into each dish could cover a broader frequency range than its predecessor and, fired synchronously, the collective radar of 1000 dishes could send out a more powerful beam than a single transmitter. Dubbed the Next Generation Arecibo Telescope, it would be nearly twice as sensitive and have four times the radar power of the original. The steerable platform would enable it to see more than twice as much of the sky as its predecessor, while the field of view of its 1000 dishes would cover a swath 500 times larger.

The extreme tilt was designed to bring an important target within view: the supermassive black hole that sits in the galactic center. The 2020 Nobel Prize in Physics was awarded in part to astronomers who peered through a haze of dust and gas at the heart of the Galaxy to painstakingly track a star following a tortuous orbit in the grip of the black hole. If radio astronomers could discover a pulsar in a similar orbit, its steady clock would allow them to study the behemoth’s gravitational field in fine detail. “It would be a better probe than anything that exists now,” Roshi says.

But some think the plan is a pipe dream. When choosing major projects, NSF and funders in Congress traditionally follow the recommendations of the decadal survey in astrophysics, a priority-setting exercise that at the turn of each decade asks the field what it wants to do next. The current one is already complete and will report in the coming months. “If you skip to the front of the line, those other projects would be furious,” Behnke says.

In theory, Congress could choose to set aside extra funds for a pet project, as happened after the 90-meter telescope at Green Bank Observatory collapsed in 1988. West Virginia’s influential senator pushed through funding for a replacement, resulting in the Robert C. Byrd Green Bank Telescope, inaugurated in 2000 and the world’s largest steerable dish. But Puerto Rico, with only a nonvoting representative in Congress, has little clout, even though it could use a leg up after being battered by earthquakes and hurricanes. “In terms of economy, [Puerto Rico] needs it,” Méndez says.

Lugo says advocates for a new telescope are talking to private foundations. And late last month Puerto Rico Governor Wanda Vázquez Garced allocated $8 million to clean up the site and design a replacement. Lugo says the money will go to a feasibility study of the new design. “We have to be optimistic that we will make this happen.”

But for researchers who relied on data gathered by Arecibo’s big eye, it won’t happen soon enough, leaving them to cast around for other, less capable instruments to continue their work. “I had so many projects in mind,” Vaddi says. “Along with the cable, this broke all my projects.”


With over 600 years in our presence, telescopes managed to become significant part of our science, enabling everyone between ordinary people, workers, amateur astronomers and scientists to easily take advantage of their powerful optic capabilities to make distant objects look closer.

Telescopes was shaped not only by the state of our industry and science, but also by famous inventors who managed to improve telescopes in very significant ways and pave the way for future inventors who all gave us the telescope technology that we have today.


Stereo Telescope - History

Isaac Newton reveals a new type of telescope, which uses polished mirrors instead of glass lenses.


Isaac Newton

Born
December 25, 1642
Woolsthorp, England

Ölmüş
March 20, 1727
London

Contributions

• Invented the reflecting telescope

• Calculated the color-distortion effects of refractive lenses

Newton's Telescope

While Newton’s reflecting telescope overcame the rainbow-like haloes around astronomical objects, it left the view somewhat distorted because of the mirror’s spherical curvature. Eventually, astronomers would adopt designs using mirrors with parabolic mirrors instead of spherical ones. (If you extend the curve of a parabolic surface into space it remains open, with the ends never joining.) James Gregory proposed this design in 1663, but there was no way to create parabolic mirrors at the time, so the design was not implemented for decades.

Grinding glass to the right shape for refracting telescope lenses was a daunting task, and Galileo’s telescopes produced a slightly blurry view of the sky, with colored “haloes” around astronomical objects. And the glass contained chemical impurities that colored the lenses green.

Isaac Newton, who is best known for devising his laws of motion and gravity, realized that part of the problem was with the glass itself. Any glass lens acts like a prism, splitting a beam of light into its individual wavelengths or colors, so there was no way to eliminate the colored haloes with lens-based telescopes.

A replica of Isaac Newton's reflecting telescope. Newton's mirror was made not of glass, but of a metal alloy consisting of three parts copper and one part tin, mixed with a small amount of arsenic, which would make the metal easier to polish. [© Andrew Dunn]

So Newton devised a new type of telescope, which he presented to his colleagues in England’s Royal Society in January 1672. Instead of glass lenses, Newton’s telescope used two polished metal mirrors.

The primary mirror, at the bottom of the telescope tube, curved inward slightly, in a spherical shape. (In other words, if you extend the curve of the mirror into space, it will form a sphere.) Light from an astronomical object struck this mirror and reflected back up the telescope tube, where it hit a flat secondary mirror. This mirror, which was tilted at a 45-degree angle, in turn reflected the light to an eyepiece at the side of the tube, where the observer saw an image of the star, planet, or other astronomical object.

Although it took a while to work out some problems and gain acceptance by most astronomers, Newton’s creation of the reflecting telescope ushered in a new era of astronomical study. By the early 18th century, most astronomers were using reflectors, and although refractors made a brief comeback a century later, all large modern-day research telescopes are reflectors, and Newtonian-style reflectors are popular among amateur astronomers.

More Information