Martin Ryle: razlika između inačica

Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
mNema sažetka uređivanja
Pumpanje sadržaja nevezanog s temom
Redak 30:
 
'''Martin Ryle''' ([[Brighton]], [[27. rujna]] [[1918.]] – [[Cambridge]], [[14. listopada]] [[1984.]]), britanski [[astronom]] i [[fizičar]]. [[Diploma|Diplomirao]] fiziku na [[Sveučilište u Oxfordu|Sveučilištu u Oxfordu]] (1939.). Radio je na razvoju [[radar]]a tijekom Drugog svjetskog rata, a nakon toga u [[Sveučilište u Cambridgeu|Cambridgeu]], u Cavendishevu laboratoriju na istraživanju [[svemir]]skih [[Radiovalovi|radioizvora]]. Bio je direktor Mullardova radioastronomskog [[opservatorij]]a (od 1957.), profesor [[radioastronomija|radioastronomije]] u Cambridgeu od 1959. Znatno je povećao moć [[Razlučivanje|razlučivanja]] [[radioteleskop]]a i omogućio točno određivanje položaja slabih radioizvora. Od sredine 1960-ih upotrebljavao je sustav od 2 [[teleskop]]a na tračnicama dugima 1,6 [[kilometar]]a, kojim je postizao točnost usporedivu s rezultatima jednoga teleskopa promjera 1,6 kilometara. Taj je sustav teleskopa poslužio za pronalaženje prvoga [[pulsar]]a. Dobio je [[Nobelova nagrada za fiziku|Nobelovu nagradu za fiziku]] 1974. (s [[Anthony Hewish|A. Hewishom]]) za aperturnu sintezu ([[dugobazična interferometrija]]), tehniku za identifikaciju [[nebesko tijelo|nebeskih tijela]] na temelju radiosignala. Član [[Kraljevsko društvo za poboljšanje znanja o prirodi|Kraljevskog društva]] ([[Engleski jezik|eng]]. ''Royal Society'') od 1952. <ref> '''Ryle, Martin''', [https://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=53838] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, pristupljeno 4. veljače 2020.</ref>
 
== Radio astronomija ==
{{glavni|Radio astronomija}}
 
'''Radio astronomija''' ili '''radioastronomija''' je grana [[astronomija|astronomije]] koja za ispitivanje [[nebesko tijelo|nebeskih tijela]] koristi [[radio valovi|radio valove]] [[valna duljina|valne duljine]] od 1 [[milimetar]] do 30 [[metar]]a koje propušta [[Zemljina atmosfera]] ([[ionosfera]]). Prvi su [[galaktika|galaktičke]] radio valove opažali [[Karl Guthe Jansky]], koji je 1932. ustanovio da se njihov izvor nalazi u središtu [[Mliječna staza|Mliječne staze]], te [[Grote Reber]], koji je 1945. izradio radiokartu neba, utvrdivši kao izvore [[Sunce]] i [[Messier 31|Andromedinu galaktiku]] te druge izvore koji nisu emitirali vidljivo [[zračenje]].
 
Naglim razvojem [[tehnika|tehnike]] prijama ([[radio teleskop]]) omogućeno je snimanje [[Nebeska sfera|neba]] na nizu radio valnih duljina. Mjeri se vlastito [[gibanje]] i [[paralaksa]] radio izvora, a izvori se uspoređuju s njihovim oblicima u drugim dijelovima [[Elektromagnetsko zračenje|elektromagnetskog spektra]]. Obične [[zvijezde]] slabi su izvori radio valova, a kao jači se izvori ističu osobita nebeska tijela, veoma gusta i malena, u brzoj [[vrtnja|vrtnji]], kao što su to [[pulsar]]i, [[Radiogalaktika|radiogalaktike]] i [[kvazar]]i. Ovisnost sjaja radio izvora o njihovu broju otkriva njihov raspored po dubini svemira, što pomaže razumijevanju razvoja svemirskih tijela i svemira u cjelini. [[Optika|Optičkim]] metodama opaženi su neki [[radikal]]i i [[atom]]ske skupine u [[Međuzvjezdana tvar|međuzvjezdanom prostoru]] (CH-radikal, 1937.; CN i CH<sup>+</sup>, 1939.), ali su tek [[Spektroskopija|spektralne metode]] radio astronomije omogućile uvid u postojanje niza atomskih skupina, sve do složenih [[Organska kemija|organskih molekula]], na primjer CH<sub>3</sub>CHO, HNCO, kao i niza [[Anorganska kemija|anorganskih]] vrsta poput SiO, H<sub>2</sub>S, H<sub>2</sub>O, SO i tako dalje.
 
U takozvanom [[Mikrovalovi|mikrovalnom području]] (milimetarske do centimetarske valne duljine) bilježi se vrlo slabo [[Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje|mikrovalno pozadinsko zračenje]] koje pristiže s cijeloga neba, [[Spektar (fizika)|spektar]] mu je toplinski za [[temperatura|temperaturu]] od 2,725 [[kelvin|K]], a razlike nisu veće od 0,1%. Zračenje su otkrili [[Arno Allan Penzias]] i [[Robert Woodrow Wilson]] 1965. Ono potječe iz ranijega doba svemira, kada se nakon [[Veliki prasak|Velikoga praska]] visokotemperaturni [[Ioniziranje|ionizirani]] [[plin]] (koji je za [[zračenje]] nepropustan) ohladio na temperaturu pri kojoj su nastali neutralni [[atom]]i, pa se zračenje moglo slobodno širiti prostorom. Zbog širenja ili ekspanzije svemira, [[gustoća]] zračenja i njegova temperatura pali su na današnju vrijednost. Iz malih razlika jakosti zračenja ustanovljeno je gibanje [[Mliječna staza|Galaktike]] u smjeru [[Lav (zviježđe)|zviježđa Lava]] [[brzina|brzinom]] od 600 000 [[Metar u sekundi|m/s]] (600 km/s). Na temelju inih svojstava zračenja zaključilo se da svemirski prostor ima [[Euklidska geometrija|euklidsku geometriju]].
 
=== Razvoj dugobazične interferometrije ===
{{glavni|Dugobazična interferometrija}}
 
Razvoj preciznih [[atomski sat|atomskih satova]] i frekvencijskih standarda, kao i mogućnost zasebnog zapisivanja radiosignala, omogućio je razvoj dugobazične interferometrije. Primljeni se radiosignali zajedno s vremenom pojedinačno zapisuju na svakoj anteni i pohranjuju na magnetske trake, te kasnije prenose u središnju korelacijsku stanicu i obrađuju. Fizička veza između antena ne postoji, a duljina baze ograničena je samo zahtjevom da radioizvor istodobno bude dovoljno dugo vremena “vidljiv” s dva radio teleskopa.
 
Dugobazična je interferometrija omogućila [[Astrofizika|astrofizičarima]] poboljšano proučavanje [[zvijezda]], [[galaktika]] i međuzvjezdanog prostora, ali i našla veliku primjenu u položajnoj astronomiji i nekim geoznanostima. Optička astrometrijska određivanja promjenljivosti Zemljine rotacije i kretanje Zemljine rotacijske osi (kretanje polova), određivanja dugoperiodičnih kretanja zemaljske osi u prostoru (nutacije i precesije) i drugo, zamijenila su vrlo precizna radiointerferometrijska mjerenja.
 
U dvije znanstvene discipline – [[Astrofizika|astrofizici]] i [[geodezija|geodeziji]] – dugobazična je radiointerferometrija ponajviše razvijana i primijenjena. Naime, u astrofizičkim studijama ustrojstvo i položaj radioizvora određuje se prema poznatoj duljini baze interferometra. Orijentacija i duljina baze određuje se u geodeziji uz pretpostavku da su položaji radioizvora poznati. Dvojnost problematike dugobazične interferometrije dovela je do suradnje između te dvije znanstvene discipline. <ref>[http://eskola.zvjezdarnica.hr/osnove-astronomije/polozajna-i-efemeridna-astronomija/vlbi-u-astrometriji/] "VLBI u astrometriji", e-škola astronomije, Zvjezdarnica Zagreb, 2011. </ref>
 
== Izvori ==
{{izvori}}
 
{{Nobelova nagrada za fiziku}}