Radio telescope arrays

najpotężniejszy radioteleskop na świecie, w połączeniu czułości, rozdzielczości i wszechstronności, jest Very Large Array (Vla) położony na równinie San Agustin w pobliżu Socorro, w centralnym Nowym Meksyku, USA.VLA składa się z 27 anten parabolicznych, każda o średnicy 25 metrów. Całkowita powierzchnia zbierania odpowiada pojedynczej 130-metrowej (430-stopowej) antenie. Jednak Rozdzielczość kątowa jest równoważna pojedynczej antenie o średnicy 36 km (22 mil)., Każdy element VLA może być przemieszczany przez transporter wzdłuż toru kolejowego w kształcie litery Y; istnieje możliwość zmiany długości ramion między 600 metrów (2000 stóp) a 21 km (13 mil), aby zmienić rozdzielczość. Każda antena jest wyposażona w odbiorniki, które działają w ośmiu różnych pasmach długości fali od około 7 mm (0,3 cala) do 4 metrów (13 stóp). W przypadku użycia przy krótszej długości fali w największej konfiguracji anteny, Rozdzielczość kątowa VLA jest lepsza niż jedna dziesiąta sekundy łuku, lub mniej więcej taka sama jak w przypadku Kosmicznego Teleskopu Hubble ' a przy długości fal optycznych., Vla jest obsługiwany przez U. S. National Radio Astronomy Observatory jako obiekt National Science Foundation i jest używany przez prawie 1500 astronomów każdego roku do szerokiej gamy programów badawczych poświęconych badaniu układu słonecznego, Drogi Mlecznej, gwiazd radiowych, pulsarów, gazu atomowego i molekularnego w Drodze Mlecznej i innych galaktyk, galaktyk radiowych, kwazarów i poświaty radiowej rozbłysków gamma.,

w Europie holenderska Fundacja badań astronomicznych prowadzi radioteleskop Westerbork Synthesis Radio Telescope, który jest układem wschód-zachód 14 anten, każda o średnicy 25 metrów i długości 2,7 km. W Australii Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization utrzymuje sześcioelementowy Australian Telescope Compact Array w Narrabri, w Nowej Południowej Walii, do badań nieba południowego, w tym w szczególności pobliskich chmur Magellana.,

indyjscy radio astronomowie zbudowali gigantyczny radioteleskop Metrewave (GMRT), znajdujący się w pobliżu Pune w Indiach. GMRT zawiera 30 anten o średnicy około 25 km (16 mil). Każdy element anteny ma średnicę 45 metrów (148 stóp) i jest zbudowany przy użyciu nowatorskiego, niedrogiego systemu kratownic drucianych, aby zastąpić konwencjonalną stalową konstrukcję podtrzymującą powierzchni parabolicznej. GMRT działa na stosunkowo długich długościach fal od 20 cm (8 cali) do 6 metrów (20 stóp).,

Multi-Element Radio Linked Interferometer Network (MERLIN), obsługiwany przez Nuffield Radio Astronomy Laboratories w Jodrell Bank, został zmodernizowany, aby używać światłowodów, zamiast radia mikrofalowego, łącza do łączenia siedmiu anten oddalonych o 217 km (135 mil) w południowej części Anglii. Jest używany głównie do badania zwartych źródeł radiowych związanych z kwazarami, AGN i maserami kosmicznymi o rozdzielczości kilku setnych sekundy łuku.,

very Long Baseline Array (VLBA) składa się z dziesięciu 25-metrowych (82-metrowych) naczyń rozsianych po Stanach Zjednoczonych od Wysp Dziewiczych po Hawaje. VLBA działa na falach o długości od 3 mm (0.,1 cal) do 1 metra (3 stopy) i jest używany do badania kwazarów, jąder galaktyk, maserów kosmicznych, pulsarów i gwiazd radiowych z rozdzielczością tak dobrą jak 0,0001 sekundy łuku, lub ponad 100 razy lepszą niż w przypadku Kosmicznego Teleskopu Hubble ' a. 10 pojedynczych elementów antenowych VLBA nie ma bezpośredniego połączenia; zamiast tego sygnały są rejestrowane na dyskach komputerowych o dużej gęstości, które są następnie wysyłane do specjalnego centrum przetwarzania w Nowym Meksyku, gdzie są odtwarzane i analizowane w celu utworzenia obrazów., Precyzyjny czas między elementami jest utrzymywany przez zegar atomowy Masera wodoru znajdujący się w każdym miejscu anteny. Centrum Kontroli i analizy VLBA znajduje się w centralnym Nowym Meksyku wraz z Centrum Operacyjnym VLA, a oba instrumenty są czasami używane razem w celu uzyskania zwiększonej czułości i rozdzielczości kątowej.

w 1997 roku japońscy radioastronomowie pracujący w Instytucie Nauk o kosmosie w pobliżu Tokio wprowadzili na orbitę okołoziemską 8-metrowy (26-stopowy) talerz, znany jako VLBI Space Observatory Program (VSOP)., Dzięki współpracy z VLBA i innymi naziemnymi radioteleskopami, VSOP dawał zasięg interferometru do 33 000 km (21 000 mil). (VSOP był również znany jako wysoce zaawansowane laboratorium komunikacji i astronomii .) W 2003 roku VSOP stracił zdolność do precyzyjnego punktowania i program zakończył się.

Interferometry i macierze są również używane na falach milimetrowych i submilimetrowych, gdzie są używane do badania powstawania gwiazd i galaktyk o rozdzielczości lepszej niż można uzyskać za pomocą prostych anten o wypełnionej aperturze., Działanie macierzy na falach milimetrowych i submilimetrowych jest bardzo trudne i wymaga, aby instrument znajdował się w bardzo wysokich i suchych miejscach, aby zminimalizować zniekształcenia fazowe sygnałów, które propagują się w atmosferze. Niektóre znane interferometry milimetrowe i tablice to Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) w pobliżu Big Pine w Kalifornii, IRAM Plateau de Bure facility we Francji i Nobeyama Radio Observatory w Japonii., W 2003 roku Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, we współpracy z Academia Sinica z Tajwanu, ukończył Submillimeter Array (SMA), położony w pobliżu szczytu Mauna Kea na Hawajach, na wysokości 4080 metrów (13385 stóp). Jest to ośmioelementowa tablica 6-metrowych (20-stopowych) naczyń zaprojektowanych do pracy w falach tak krótkich, jak 0,3 mm (0,01 cala). W 2013 roku na pustyni Atacama w północnym Chile, na wysokości ponad 5000 metrów (16 000 stóp), oddano do użytku nowy międzynarodowy obiekt, zarządzany przez Stany Zjednoczone, Kanadę, Europę i Japonię., Atacama Large Millimeter Array (ALMA) składa się z pięćdziesięciu 12-metrowych (39-stopowych) naczyń działających na falach tak krótkich, jak 0,3 mm (0,01 cala), a także bardziej zwartej tablicy czterech 12-metrowych (40-stopowych) i szesnastu 7-metrowych (23-stopowych) naczyń.