Anthony Hewish

Izvor: Wikipedija
(Preusmjereno s Antony Hewish)
Prijeđi na navigaciju Prijeđi na pretraživanje
Anthony Hewish
Antony Hewish 1.jpg
Rođenje 11. svibnja 1924.
Fowey, Cornwall, UK
Državljanstvo Englez
Polje Astronomija, fizika
Institucija Sveučilište u Cambridgeu
Gonville i Caius visoka škola u Cambridgeu
Alma mater Kraljevska visoka škola u Tauntonu, Cambridge
Sveučilište u Cambridgeu
Poznat po Radio astronomija
Pulsar
Istaknute nagrade Nobelova nagrada za fiziku (1974.)
Član Kraljevskog društva (1968.)
Radio teleskop Goldstone Deep Space Communications Complex (SAD) se koristio u dugobazičnoj interferometriji.
Pulsirajuće gama-zrake koje dolaze s pulsara Vela.

Anthony Hewish (Fowey, 11. svibnja 1924.), britanski radioastronom. Od 1971. bio je profesor na Sveučilištu u Cambridgeu. Bio je voditelj istraživačke grupe okupljene na ispitivanju astronomskih izvora radioemisija. J. B. Burnell, studentica u njegovoj grupi, uočila je u pozadini slučajnoga treperenja (kakvo dolazi, kao i kod zvijezda, od plinova između izvora i opažača) mjesto na nebu s kojega su stizali pravilni pulsevi takva radiošuma. Isprva se mislilo da bi se brzi pulsevi reda sekunde, nepoznati u astronomiji, mogli pripisati izvanzemaljskoj civilizaciji. Ubrzo je pronađeno još takvih izvora, nazvanih pulsarima. Oni su objašnjeni neutronskim zvijezdama, koje mogu podnijeti tako velike brzine vrtnje (rotacije). Za to je otkriće Hewish s M. Ryleom 1974. podijelio Nobelovu nagradu za fiziku (dodjela nagrade voditelju grupe, a ne konkretnom istraživaču, izazvala je polemiku). Bio je član Kraljevskog društva (eng. Royal Society) od 1968. [1]

Radio astronomija[uredi VE | uredi]

Vista-xmag.pngPodrobniji članak o temi: Radio astronomija

Radio astronomija ili radioastronomija je grana astronomije koja za ispitivanje nebeskih tijela koristi radio valove valne duljine od 1 milimetar do 30 metara koje propušta Zemljina atmosfera (ionosfera). Prvi su galaktičke radio valove opažali Karl Guthe Jansky, koji je 1932. ustanovio da se njihov izvor nalazi u središtu Mliječne staze, te Grote Reber, koji je 1945. izradio radiokartu neba, utvrdivši kao izvore Sunce i Andromedinu galaktiku te druge izvore koji nisu emitirali vidljivo zračenje.

Naglim razvojem tehnike prijama (radio teleskop) omogućeno je snimanje neba na nizu radio valnih duljina. Mjeri se vlastito gibanje i paralaksa radio izvora, a izvori se uspoređuju s njihovim oblicima u drugim dijelovima elektromagnetskog spektra. Obične zvijezde slabi su izvori radio valova, a kao jači se izvori ističu osobita nebeska tijela, veoma gusta i malena, u brzoj vrtnji, kao što su to pulsariradiogalaktikekvazari. Ovisnost sjaja radio izvora o njihovu broju otkriva njihov raspored po dubini svemira, što pomaže razumijevanju razvoja svemirskih tijela i svemira u cjelini. Optičkim metodama opaženi su neki radikali i atomske skupine u međuzvjezdanom prostoru (CH-radikal, 1937.; CN i CH+, 1939.), ali su tek spektralne metode radio astronomije omogućile uvid u postojanje niza atomskih skupina, sve do složenih organskih molekula, na primjer CH3CHO, HNCO, kao i niza anorganskih vrsta poput SiO, H2S, H2O, SO i tako dalje.

U takozvanom mikrovalnom području (milimetarske do centimetarske valne duljine) bilježi se vrlo slabo mikrovalno pozadinsko zračenje koje pristiže s cijeloga neba, spektar mu je toplinski za temperaturu od 2,725 K, a razlike nisu veće od 0,1%. Zračenje su otkrili A. A. PenziasR. W. Wilson 1965. Ono potječe iz ranijega doba svemira, kada se nakon Velikoga praska visokotemperaturni ionizirani plin (koji je za zračenje nepropustan) ohladio na temperaturu pri kojoj su nastali neutralni atomi, 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 Galaktike u smjeru zviježđa Lava brzinom od 600 000 m/s (600 km/s). Na temelju inih svojstava zračenja zaključilo se da svemirski prostor ima euklidsku geometriju.

Razvoj dugobazične interferometrije[uredi VE | uredi]

Vista-xmag.pngPodrobniji članak o temi: Dugobazična interferometrija

Razvoj preciznih 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 astrofizičarima poboljšano proučavanje zvijezda, galaktika i međuzvjezdanog prostora, ali i našla veliku primjenu u položajnoj astronomiji i nekim geoznanostima. Optička astrometrijska određivanja promjenjljivosti 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 – astrofizici i geodeziji – dugobazična je radiointerferometrija ponajviše razvijana i primjenjena. 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. [2]

Izvori[uredi VE | uredi]

  1. Hewish, Anthony, [1] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, pristupljeno 4. veljače 2020.
  2. [2] "VLBI u astrometriji", e-škola astronomije, Zvjezdarnica Zagreb, 2011.