Kjennetegn på radioteleskoper

Moderne radioteleskoper gjør det mulig å utforske universet i slike detaljer, som inntil nylig var utenfor grensene for det mulige, ikke bare i radioområdet, men også i tradisjonell astronomi med synlig lys. Forenet i et enkelt nettverk av instrumenter plassert på forskjellige kontinenter, lar deg se inn i selve kjernen av radiogalakser, kvasarer, unge stjerneklynger, som danner planetariske systemer. Radiointerferometre med ekstra lange basislinjer overgikk de største optiske teleskopene når det gjelder «våkenhet» med tusenvis av ganger. Med deres hjelp kan man ikke bare spore romfartøyets bevegelse i nærheten av fjerne planeter, men også studere bevegelsene til jordskorpen til vår egen planet, inkludert direkte "føle" kontinentenes drift. Neste på rad er romradiointerferometre, som vil gi enda dypere innsikt i universets mysterier.

Jordens atmosfære er ikke gjennomsiktig for alle typer elektromagnetisk stråling som kommer fra verdensrommet. Den har bare to brede "vinduer med åpenhet". Sentrum av en av dem faller på det optiske området, der solens maksimale stråling ligger. Som et resultat av evolusjonen var det for ham at det menneskelige øyet tilpasset seg når det gjelder følsomhet, som oppfatter lysbølger med en lengde på 350 til 700 nanometer. (Faktisk er dette gjennomsiktighetsvinduet enda litt bredere - fra omtrent 300 til 1000 nm, det vil si at det fanger de nære ultrafiolette og infrarøde områdene). Imidlertid er regnbuestripen av synlig lys bare en liten brøkdel av rikdommen til "fargene" i universet. I andre halvdel av 1900-tallet ble astronomi virkelig all-wave. Fremskritt innen teknologi har gjort det mulig for astronomer å gjøre observasjoner i nye områder av spekteret. På kortbølgelengdesiden av synlig lys ligger ultrafiolett-, røntgen- og gammaområdet. På den andre siden er infrarøde, submillimeter- og radiobånd. For hvert av disse områdene er det astronomiske objekter som manifesterer seg tydeligst i det, selv om de i optisk stråling kanskje ikke representerer noe enestående, så astronomer la rett og slett ikke merke til dem før nylig.
En av de mest interessante og informative områdene i spekteret for astronomi er radiobølger. Strålingen registrert av bakkebasert radioastronomi passerer gjennom et andre og mye bredere gjennomsiktighetsvindu av jordens atmosfære - i bølgelengdeområdet fra 1 mm til 30 m. Jordens ionosfære - et lag med ionisert gass i en høyde av ca. 70 km. - reflekterer ut i verdensrommet all stråling ved bølgelengder lengre enn 30 m. Ved bølger kortere enn 1 mm blir kosmisk stråling fullstendig "spist opp" av atmosfæriske molekyler (hovedsakelig oksygen og vanndamp).

Moderne radioteleskoper gjør det mulig å utforske universet i slike detaljer, som inntil nylig var utenfor grensene for det mulige, ikke bare i radioområdet, men også i tradisjonell astronomi med synlig lys. Forenet i et enkelt nettverk av instrumenter plassert på forskjellige kontinenter, lar deg se inn i selve kjernen av radiogalakser, kvasarer, unge stjerneklynger.
Arecibo i Puerto Rico har verdens største fastmonterte massive speil - 305 m. En 800 t struktur henger på kabler over den sfæriske skålen. Speilet er omgitt av et metallnett rundt omkretsen, som beskytter teleskopet mot radiostråling.	Verdens største parabolantenne med full rotasjon til Green Bank Observatory (West Virginia, USA). 100x110 m speilet ble bygget etter at en 90 m full-roterende antenne kollapset under sin egen vekt i 1988.

Hovedkarakteristikken til et radioteleskop er dets strålingsmønster. Den viser instrumentets følsomhet for signaler som kommer fra forskjellige retninger i rommet. For en "klassisk" parabolantenne består strålingsmønsteret av hovedloben, som har form av en kjegle orientert langs paraboloidens akse, og flere mye (etter størrelsesordener) svakere sidelober. "Vårvåkenheten" til et radioteleskop, det vil si dets vinkeloppløsning, bestemmes av bredden på hovedloben til strålingsmønsteret. To kilder på himmelen, som sammen faller inn i løsningen av dette kronbladet, smelter sammen til en for radioteleskopet. Derfor bestemmer bredden på strålingsmønsteret størrelsen på de minste detaljene til radiokilden, som fortsatt kan skilles individuelt.
En universell regel for teleskopkonstruksjon sier at oppløsningen til en antenne bestemmes av forholdet mellom bølgelengden og diameteren til teleskopspeilet. Derfor, for å øke "våkenhet" må teleskopet være større, og bølgelengden - mindre. Men heldigvis fungerer radioteleskoper med de lengste bølgelengdene i det elektromagnetiske spekteret. På grunn av dette tillater ikke selv den enorme størrelsen på speilene å oppnå høy oppløsning. Ikke det største moderne optiske teleskopet med en speildiameter på 5 m kan skille stjerner i en avstand på bare 0,02 buesekunder. Detaljer om ett bueminutt er synlige for det blotte øye. Og et radioteleskop med en diameter på 20 m ved en bølgelengde på 2 cm gir en oppløsning enda tre ganger dårligere - omtrent 3 bueminutter. Et øyeblikksbilde av en del av himmelen tatt av et amatørkamera inneholder flere detaljer enn et radioemisjonskart av det samme området oppnådd av et enkelt radioteleskop.
Et bredt strålingsmønster begrenser ikke bare synsstyrken til teleskopet, men også nøyaktigheten til å bestemme koordinatene til de observerte objektene. I mellomtiden er nøyaktige koordinater nødvendig for å sammenligne observasjoner av et objekt i forskjellige områder av e / magnetisk stråling - dette er et uunnværlig krav til moderne astrofysisk forskning. Derfor har radioastronomer alltid forsøkt å lage størst mulig antenner. Og overraskende nok havnet radioastronomi langt foran optisk i oppløsning.

Prinsippet for drift av radioteleskoper
Fullt roterbare parabolantenner - analoger til optiske reflekterende teleskoper - viste seg å være de mest fleksible i drift fra hele utvalget av radioastronomiantenner. De kan rettes til et hvilket som helst punkt på himmelen, følge radiokilden - "akkumulere signalet", som radioastronomer sier - og dermed øke følsomheten til teleskopet, dets evne til å skille mye svakere signaler fra kosmiske kilder på bakgrunn av all slags støy. Den første store fullsvingende paraboloiden med en diameter på 76 m ble bygget i 1957 ved det britiske Jodrell Bank-observatoriet. Og i dag har parabolen til verdens største mobilantenne ved Green Bank Observatory (USA) dimensjoner på 100 x 110 m. Og dette er praktisk talt grensen for enkeltmobilradioteleskoper. Økningen i diameter har tre viktige konsekvenser: to gode og en dårlige. For det første er det viktigste for oss at vinkeloppløsningen øker proporsjonalt med diameteren. For det andre vokser følsomheten, og mye raskere, i forhold til arealet av speilet, det vil si kvadratet på diameteren. Og for det tredje øker kostnadene enda raskere, noe som når det gjelder et speilteleskop (både optisk og radio) er omtrent proporsjonalt med kuben til diameteren til hovedspeilet.
De viktigste vanskelighetene er forbundet med deformasjonen av speilet under påvirkning av tyngdekraften. For at teleskopspeilet tydelig skal fokusere radiobølger, bør overflatens avvik fra en ideell parabolsk overflate ikke overstige en tidel av bølgelengden. Slik nøyaktighet oppnås enkelt for bølgelengder på flere meter eller desimeter. Men ved korte centimeter- og millimeterbølgelengder er den nødvendige nøyaktigheten allerede tideler av en millimeter. På grunn av strukturelle deformasjoner under egen vekt og vindbelastninger, er det nesten umulig å lage et fullrotasjons parabolsk teleskop med en diameter på mer enn 150 m. Den største faste parabolen med en diameter på 305 m ble bygget ved Arecibo Observatory, Puerto Rico. Men i det hele tatt har epoken med gigantomania i konstruksjonen av radioteleskoper kommet til en slutt. I Mexico, på Sierra Negra-fjellet, i en høyde av 4600 meter, fullføres byggingen av en 50-meters antenne for millimeterbølgedrift. Kanskje dette er den siste store enkeltantennen som er laget i verden.
For å se detaljene i strukturen til radiokilder, trengs andre tilnærminger, som vi må finne ut. Radiobølger som sendes ut av et observert objekt forplanter seg i verdensrommet, og genererer periodiske endringer i de elektriske og magnetiske feltene. En parabolantenne samler opp radiobølgene som har falt på den på et tidspunkt – fokuset. Når flere elektromagnetiske bølger passerer gjennom ett punkt, forstyrrer de, det vil si at feltene deres summerer seg. Hvis bølgene kommer i fase, forsterker de hverandre, i motfase svekkes de, opp til fullstendig null. Det særegne med et parabolspeil er nettopp at alle bølger fra én kilde kommer i fokus i én fase og forsterker hverandre så mye som mulig! Funksjonen til alle speilteleskoper er basert på denne ideen.
Et lyspunkt dukker opp ved fokuset, og her plasseres vanligvis en mottaker som måler den totale intensiteten av stråling som fanges innenfor grensene til teleskopets strålingsmønster. I motsetning til optisk astronomi, kan ikke et radioteleskop ta et bilde av en del av himmelen. I hvert øyeblikk oppdager den stråling som kommer fra bare én retning. Grovt sett fungerer et radioteleskop som et enkeltpikselkamera. For å bygge et bilde, må man skanne radiokilden punkt for punkt. (Men millimeterradioteleskopet under bygging i Mexico har en radiometerarray i fokus og er ikke lenger "enkeltpiksel".)

"Lagspill med radioteleskoper"
Du kan imidlertid gjøre det annerledes. I stedet for å bringe alle strålene til ett punkt, kan vi måle og registrere de elektriske feltoscillasjonene generert av hver av dem på overflaten av speilet (eller på et annet punkt som den samme strålen passerer), og deretter "legge til" disse postene i en dataenhetsbehandling, tatt i betraktning faseforskyvningen som tilsvarer avstanden som hver av bølgene måtte reise til antennens imaginære fokus. En enhet som fungerer i henhold til dette prinsippet kalles et interferometer, i vårt tilfelle et radiointerferometer.
Interferometre eliminerer behovet for å bygge enorme antenner i ett stykke. I stedet kan dusinvis, hundrevis eller til og med tusenvis av antenner plasseres ved siden av hverandre og signalene som mottas av dem kombineres. Slike teleskoper kalles in-fase arrays. Imidlertid løser de fortsatt ikke problemet med "våkenhet" - for dette må du ta ett skritt til. Som du husker, ettersom størrelsen på et radioteleskop vokser, vokser følsomheten mye raskere enn oppløsningen. Derfor kommer vi raskt i en situasjon hvor kraften til det registrerte signalet er mer enn nok, og vinkeloppløsningen er sårt mangelfull. Og så oppstår spørsmålet: «Hvorfor trenger vi en solid rekke antenner? Kan det ikke tynnes ut?" Det viste seg at det er mulig! Denne ideen kalles "åpningssyntese", siden et speil med mye større diameter "syntetiseres" fra flere separate uavhengige antenner plassert over et stort område. Oppløsningen til et slikt "syntetisk" instrument bestemmes ikke av diameteren til individuelle antenner, men av avstanden mellom dem - bunnen av radiointerferometeret. Selvfølgelig må det være minst tre antenner, og de skal ikke være plassert langs en rett linje. Ellers vil oppløsningen til radiointerferometeret være ekstremt inhomogen. Den vil være høy bare i retningen som antennene er plassert langs. I tverrretningen vil oppløsningen fortsatt være bestemt av størrelsen på de enkelte antennene.
Radioastronomi begynte å utvikle seg langs denne veien allerede på 1970-tallet. I løpet av denne tiden ble det laget en rekke store multi-antenne interferometre. Noen av dem har faste antenner, mens andre kan bevege seg langs jordoverflaten for å gjøre observasjoner i forskjellige «konfigurasjoner». Slike interferometre bygger "syntetiserte" kart over radiokilder med mye høyere oppløsning enn enkeltradioteleskoper: ved centimeterbølger når det 1 buesekund, og dette er allerede sammenlignbart med oppløsningen til optiske teleskoper når man observerer gjennom jordens atmosfære.

Det mest kjente systemet av denne typen - "Very Large Array" (Very Large Array, VLA) - ble bygget i 1980 ved US National Radio Astronomy Observatory. Dens 27 parabolske antenner, hver med en diameter på 25 m og veier 209 tonn, beveger seg langs tre radielle skinnespor og kan bevege seg bort fra midten av interferometeret i en avstand på opptil 21 km. Andre systemer er også i drift i dag: Westerbork i Nederland (14 antenner med en diameter på 25 m), ATCA i Australia (6 antenner på 22 m hver), MERLIN i Storbritannia. Det nyeste systemet, sammen med 6 andre instrumenter spredt over hele landet, inkluderer det berømte 76-meters teleskopet. I Russland (i Buryatia) ble det sibirske solradiointerferometeret opprettet - et spesielt antennesystem for operasjonell studie av solen i radiorekkevidden.
I 1965, sovjetiske forskere L.I. Matveenko, N.S. Kardashev, G.B. Sholomitsky foreslo å uavhengig registrere data på hver interferometer-antenne, og deretter behandle dem i fellesskap, som om man simulerte fenomenet interferens på en datamaskin. Dette gjør at antennene kan spres over vilkårlig lange avstander. Derfor ble metoden kalt svært lang baseline radiointerferometri (VLBI) og har blitt brukt med hell siden tidlig på 1970-tallet. Rekordbaselengden oppnådd i eksperimentene er 12,2 tusen km, og oppløsningen ved en bølgelengde på omtrent 3 mm når 0,00008 '' - tre størrelsesordener høyere enn for store optiske teleskoper. Det er usannsynlig at dette resultatet vil bli betydelig forbedret på jorden, siden størrelsen på basen er begrenset av diameteren på planeten vår.
For tiden utføres systematiske observasjoner av flere nettverk av interkontinentale radiointerferometre. I USA er det laget et system som inkluderer 10 radioteleskoper med en gjennomsnittlig diameter på 25 m, som ligger i den kontinentale delen av landet, på Hawaii- og Jomfruøyene. I Europa, for VLBI-eksperimenter, kombineres 100-meters Bonn-teleskopet og 32-meter-teleskopet i Medicina (Italia), MERLIN-interferometre, Westerbork og andre instrumenter regelmessig. Dette systemet kalles EVN. Det er også et globalt nettverk av radioteleskoper for astrometri og geodesi IVS. Og nylig begynte Russland å drive sitt eget interferometriske nettverk "Kvazar" av tre 32-meters antenner som ligger i Leningrad-regionen, Nord-Kaukasus og Buryatia. Det er viktig å merke seg at teleskoper ikke er stivt festet til VLBI-nettverk. De kan brukes frittstående eller byttes mellom nettverk.
Svært lang grunnlinjeinterferometri krever svært høy målenøyaktighet: det er nødvendig å fikse den romlige fordelingen av maksima og minima for elektromagnetiske felt med en nøyaktighet på en brøkdel av en bølgelengde, det vil si for korte bølger til brøkdeler av en centimeter. Og med den høyeste nøyaktigheten, legg merke til tidspunktene da målingene ble tatt på hver antenne. Atomfrekvensstandarder brukes som ultrapresise klokker i VLBI-eksperimenter. Men ikke tro at radiointerferometre ikke har ulemper. I motsetning til en solid parabolsk antenne, har retningsmønsteret til et interferometer hundrevis og tusenvis av smale lober av sammenlignbar størrelse i stedet for én hovedlob. Å bygge et kildekart med et slikt strålingsmønster er som å berøre et datatastatur med utstrakte fingre. Bilderestaurering er en kompleks og dessuten "feil" (det vil si ustabil for små endringer i måleresultater) oppgave, som radioastronomer imidlertid har lært å løse.

Prestasjoner av radiointerferometri
Radiointerferometre med en vinkeloppløsning på tusendeler av et buesekund "kikket" inn i de innerste områdene av de kraftigste "radiofyrene" i universet - radiogalakser og kvasarer, som sender ut i radioområdet titalls millioner ganger mer intense enn vanlige galakser. Det var mulig å "se" hvordan plasmaskyer kastes ut fra kjernene til galakser og kvasarer, for å måle hastigheten på deres bevegelse, som viste seg å være nær lysets hastighet. Mange interessante ting ble oppdaget i galaksen vår. I nærheten av unge stjerner er det funnet kilder til maserradioutslipp (en maser er en analog av en optisk laser, men i radiorekkevidden) i spektrallinjene vann, hydroksyl (OH) og metanol (CH 3 OH) molekyler. På en kosmisk skala er kildene svært små – mindre enn solsystemet. Separate lyspunkter på radiokartene oppnådd av interferometre kan være embryoer til planeter.
Slike masere er også funnet i andre galakser. Endringen i posisjonene til maserflekker over flere år, observert i nabogalaksen M33 i stjernebildet Triangulum, gjorde det for første gang mulig å direkte estimere hastigheten på dens rotasjon og bevegelse over himmelen. De målte forskyvningene er ubetydelige, hastigheten deres er mange tusen ganger mindre enn hastigheten til en snegl som kryper langs overflaten av Mars som er synlig for en jordisk observatør. Et slikt eksperiment er fortsatt langt utenfor evnene til optisk astronomi: det er rett og slett utenfor dets makt å legge merke til de riktige bevegelsene til individuelle objekter på intergalaktiske avstander. Til slutt har interferometriske observasjoner gitt nye bevis for eksistensen av supermassive sorte hull. Rundt kjernen av den aktive galaksen NGC 4258 ble det oppdaget materieklumper som beveger seg i baner med en radius på ikke mer enn tre lysår, mens hastigheten når tusenvis av kilometer i sekundet. Dette betyr at massen til sentrallegemet er minst en milliard solmasser, og det kan ikke være noe annet enn et sort hull.
En rekke interessante resultater er oppnådd med VLBI-metoden i observasjoner i solsystemet. La oss starte med den mest nøyaktige kvantitative testen av generell relativitet til dags dato. Interferometeret målte avviket til radiobølger i solens gravitasjonsfelt med en nøyaktighet på en hundredel av en prosent. Dette er to størrelsesordener mer nøyaktig enn optiske observasjoner tillater. Globale radiointerferometre brukes også til å spore bevegelsen til romfartøy som studerer andre planeter. Første gang et slikt eksperiment ble utført i 1985, da de sovjetiske kjøretøyene "Vega-1" og "-2" slapp ballonger inn i atmosfæren til Venus. Observasjoner bekreftet den raske sirkulasjonen av planetens atmosfære med en hastighet på omtrent 70 m/s, det vil si en omdreining rundt planeten på 6 dager. Dette er et utrolig faktum som ennå ikke er forklart.
I 2004 fulgte lignende observasjoner som involverte et nettverk av 18 radioteleskoper på forskjellige kontinenter landingen av Huygens-romfartøyet på Saturns måne Titan. Fra en avstand på 1,2 milliarder km sporet de hvordan enheten beveger seg i atmosfæren til Titan med en nøyaktighet på titalls kilometer! Det er ikke allment kjent at nesten halvparten av den vitenskapelige informasjonen gikk tapt under Huygens-landingen. Sonden videresendte data gjennom Cassini-stasjonen, som tok den til Saturn. For påliteligheten ble det gitt to redundante dataoverføringskanaler. Kort tid før landing ble det imidlertid besluttet å overføre annen informasjon om dem. Men i det mest avgjørende øyeblikket, på grunn av en ennå uforklarlig feil, slo ikke en av mottakerne på Cassini seg på, og halvparten av bildene forsvant. Og sammen med dem forsvant også dataene om vindhastigheten i atmosfæren til Titan, som ble overført like over den frakoblede kanalen. Heldigvis klarte NASA å spille det trygt - nedstigningen til Huygens ble observert fra jorden av et globalt radiointerferometer. Dette vil tilsynelatende lagre de manglende dataene om dynamikken i atmosfæren til Titan. Resultatene av dette eksperimentet blir fortsatt behandlet ved European Joint Radio Interferometric Institute, og for øvrig gjør våre landsmenn Leonid Gurvits og Sergey Pogrebenko dette.

Fremtiden for radiointerferometri
I det minste i det neste halve århundret vil den generelle utviklingslinjen for radioastronomi være etableringen av stadig større systemer for blendersyntese - alle store instrumenter som blir designet er interferometre. Så, på Chajnantor-platået i Chile, startet felles innsats fra en rekke europeiske og amerikanske land byggingen av ALMA (Atacama Large Millimeter Array) millimeterbølgeantennesystem. Totalt vil det være 64 antenner med en diameter på 12 meter med et driftsbølgelengdeområde fra 0,35 til 10 mm. Den lengste avstanden mellom ALMA-antenner vil være 14 km. På grunn av det svært tørre klimaet og høye høyden (5100 m), vil systemet kunne observere ved bølger kortere enn en millimeter. Andre steder og i lavere høyde er dette ikke mulig på grunn av absorpsjon av slik stråling av vanndamp i luften. Byggingen av ALMA vil være fullført innen 2011.

Radioteleskoper av nåværende og nær fremtidig tid på jorden og i verdensrommet
	Prosjekt "Radioastron", lansert i 2007

Det europeiske blendersyntesesystemet LOFAR vil operere på mye lengre bølgelengder – fra 1,2 til 10 m. Det vil være operativt i løpet av de neste tre årene. Dette er et veldig interessant prosjekt: for å redusere kostnadene bruker det de enkleste faste antennene - pyramider av metallstenger omtrent 1,5 m høye med en signalforsterker. Men det vil være 25 tusen slike antenner i systemet. De vil bli forent i grupper som vil bli plassert over hele Holland langs strålene til en "buet femspiss stjerne" med en diameter på omtrent 350 km. Hver antenne vil motta signaler fra hele den synlige himmelen, men deres felles databehandling vil gjøre det mulig å skille ut de som kom fra retninger av interesse for forskere. I dette tilfellet dannes et retningsmønster for interferometeret ved rene beregningsmidler, hvis bredde ved den korteste bølgelengden vil være 1 buesekund. Driften av systemet vil kreve en enorm mengde beregninger, men for dagens datamaskiner er dette en ganske gjennomførbar oppgave. For å løse dette problemet ble Europas kraftigste superdatamaskin IBM Blue Gene/L med 12.288 prosessorer installert i fjor i Holland. Dessuten, med passende signalbehandling (som krever enda mer datakraft), vil LOFAR kunne observere flere og til og med mange objekter samtidig!
Men det mest ambisiøse prosjektet i nær fremtid er SKA (Square Kilometer Array). Det totale arealet av antennene vil være omtrent 1 km2, og kostnadene for instrumentet er estimert til en milliard dollar. SKA-prosjektet er fortsatt i et tidlig utviklingsstadium. Hoveddesignalternativet som diskuteres er tusenvis av antenner med en diameter på flere meter, som opererer i området fra 3 mm til 5 m. Dessuten er halvparten av dem planlagt installert på et sted med en diameter på 5 km, og hvile for å spre seg over betydelige avstander. Kinesiske forskere foreslo et alternativt opplegg - 8 faste speil med en diameter på 500 m hver, lik Arecibo-teleskopet. Egnede tørre innsjøer har til og med blitt foreslått for å romme dem. Men i september falt Kina ut av antall land - utfordrere for plassering av et gigantisk teleskop. Nå skal hovedkampen utspille seg mellom Australia og Sør-Afrika.
Mulighetene for å øke bunnen av bakkebaserte interferometre er praktisk talt oppbrukt. Fremtiden er å skyte ut interferometerantenner ut i verdensrommet, hvor det ikke er noen begrensninger knyttet til størrelsen på planeten vår. Et slikt eksperiment er allerede utført. I februar 1997 ble den japanske satellitten HALCA skutt opp, som fungerte frem til november 2003 og fullførte første trinn i utviklingen av det internasjonale prosjektet VSOP (VLBI Space Observatory Program – VLBI Space Observatory Program). Satellitten bar en paraplyformet antenne på 8 m i diameter og opererte i en elliptisk jordbane som ga en base tre ganger jordens diameter. Bilder av mange ekstragalaktiske radiokilder ble tatt med en oppløsning på tusendeler av et buesekund. Den neste fasen av rominterferometrieksperimentet, VSOP-2, er planlagt å starte i 2011-2012. Et annet instrument av denne typen blir opprettet innenfor rammen av Radioastron-prosjektet av Astrospace Center of Physical Institute. P.N. Lebedev RAS sammen med forskere fra andre land. Radioastron-satellitten vil ha et parabolsk speil med en diameter på 10 m. Under oppskytingen vil den være i sammenfoldet tilstand, og etter å ha kommet inn i bane vil den snu. Radioastron vil være utstyrt med mottakere for flere bølgelengder - fra 1,2 til 92 cm Radioteleskoper i Pushchino (Russland), Canberra (Australia) og Green Bank (USA) vil bli brukt som bakkebaserte antenner til rominterferometeret. Satellittens bane vil være svært langstrakt, med en apogee på 350 000 km. Med en slik interferometerbase på kortest bølgelengde vil det være mulig å få bilder av radiokilder og måle deres koordinater med en nøyaktighet på 8 milliondeler av et buesekund. Dette vil gjøre det mulig å se inn i umiddelbar nærhet av kjernene til radiogalakser og sorte hull, inn i dypet av dannelsesregionene til unge stjerner i galaksen.

Forfatterne av materialet: Mikhail Prokhorov, doktor i fysiske og matematiske vitenskaper og Georgy Rudnitsky, kandidat for fysiske og matematiske vitenskaper Magazine "Around the World": Det mest ivrige teleskopet

Russiske forskere utvikler også et mer avansert romradioteleskop for operasjon i millimeter- og submillimeterområdet - Millimetron. Speilet til dette instrumentet vil bli avkjølt med flytende helium til 4 Kelvin (-269°C) for å redusere termisk støy og forbedre følsomheten. Flere alternativer for driften av dette interferometeret i henhold til "Space-to-Earth" og "Space-to-Space"-skjemaene (mellom to teleskoper på satellitter) vurderes. Enheten kan skytes ut i den samme langstrakte bane som i Radioastron-prosjektet, eller til Lagrange-punktet i Sol-Jord-systemet, i en avstand på 1,5 millioner km i anti-sol-retningen fra Jorden (dette er 4 ganger lenger unna). enn månen). I sistnevnte versjon, ved en bølgelengde på 0,35 mm, vil Cosmos-Earth interferometeret gi en vinkeloppløsning på opptil 45 milliarder brøkdeler av et buesekund!

Bruk av VLBI for jorden Metoden for radiointerferometri har også rent praktiske anvendelser - ikke forgjeves, for eksempel i St. Petersburg, behandler Institute of Applied Astronomy ved det russiske vitenskapsakademiet dette emnet. VLBI-observasjoner gjør det mulig ikke bare å bestemme koordinatene til radiokilder med en nøyaktighet på ti tusendeler av et buesekund, men også å måle posisjonene til selve radioteleskopene på jorden med en nøyaktighet på bedre enn én millimeter. Dette gjør det igjen mulig å spore variasjoner i jordens rotasjon og bevegelser av jordskorpen med høyeste nøyaktighet. For eksempel var det ved bruk av VLBI at bevegelsen til kontinentene ble eksperimentelt bekreftet. I dag er registrering av slike bevegelser allerede blitt en rutinesak. Interferometriske observasjoner av fjerntliggende radiogalakser har kommet godt inn i geofysikkens arsenal sammen med seismisk sondering av jorden. Takket være dem blir periodiske forskyvninger av stasjoner i forhold til hverandre, forårsaket av deformasjoner av jordskorpen, pålitelig registrert. Dessuten noteres ikke bare langtidsmålte tidevann i fast tilstand (for første gang registrert ved VLBI-metoden), men også avbøyninger som oppstår under påvirkning av endringer i atmosfærisk trykk, vekten av vann i havet og vekt av grunnvann. For å bestemme parametrene for jordens rotasjon i verden, utføres daglige observasjoner av himmelske radiokilder, koordinert av International VLBI Service for Astrometry and Geodesy IVS. Dataene som er oppnådd brukes spesielt til å oppdage driften av baneplanene til satellitter til det globale posisjoneringssystemet GPS. Uten introduksjonen av passende korreksjoner oppnådd fra VLBI-observasjoner, ville feilen ved å bestemme lengdegrad i GPS-systemet være størrelsesordener større enn den er nå. På en måte spiller VLBI den samme rollen for GPS-navigasjon som nøyaktige marine kronometre spilte for stjernenavigasjon på 1700-tallet. Nøyaktig kunnskap om parametrene for jordens rotasjon er også nødvendig for vellykket navigering av interplanetære romstasjoner. Leonid Petrov, Senter for romfart. Goddard, NASA

→

Et radioteleskop er en type teleskop som brukes til å studere den elektromagnetiske strålingen til objekter. Den gjør det mulig å studere den elektromagnetiske strålingen til astronomiske objekter i bærefrekvensområdet fra titalls MHz til titalls GHz. Ved hjelp av et radioteleskop kan forskerne motta objektets egen radiostråling og, basert på de innhentede dataene, studere dens egenskaper, som koordinatene til kilder, romlig struktur, strålingsintensitet, samt spektrum og polarisering.

For første gang ble radioromstråling oppdaget i 1931 av Karl Jansky, en amerikansk radioingeniør. Mens han studerte atmosfærisk radiointerferens, oppdaget Jansky konstant radiostøy. På den tiden kunne forskeren ikke nøyaktig forklare opprinnelsen og identifiserte kilden med Melkeveien, nemlig med dens sentrale del, der sentrum av galaksen ligger. Først på begynnelsen av 1940-tallet ble Janskys arbeid videreført og bidro til videreutviklingen av radioastronomi.

Radioteleskopet består av et antennesystem, et radiometer og opptaksutstyr. Et radiometer er en mottaksenhet som måler kraften til lavintensitetsstråling i radiobølgeområdet (bølgelengder fra 0,1 mm til 1000 m). Radioteleskopet har med andre ord den laveste frekvensposisjonen sammenlignet med andre instrumenter som studerer elektromagnetisk stråling (for eksempel et infrarødt teleskop, et røntgenteleskop osv.).

Antennen er en enhet for å samle inn radiostråling fra himmellegemer. Sonny-karakteristikker til enhver antenne er: følsomhet (det vil si minst mulig signal å oppdage), samt vinkeloppløsning (det vil si evnen til å skille stråling fra flere radiokilder som er plassert nær hverandre).

Det er svært viktig at radioteleskopet har høy følsomhet og god oppløsning, siden det er dette som gjør det mulig å observere mindre romlige detaljer ved objektene som studeres. Minste flukstetthet DP, som registreres, bestemmes av forholdet:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
hvor P er den iboende støyeffekten til radioteleskopet, S er det effektive området til antennen, Df er frekvensbåndet som mottas, t er signalakkumuleringstiden.

Antenner som brukes i radioteleskoper kan deles inn i flere hovedtyper (klassifiseringen gjøres avhengig av bølgelengdeområdet og formålet):
Antenner med full blenderåpning: parabolske antenner (brukes til observasjon ved korte bølger; montert på roterende enheter), et radioteleskop med sfæriske speil (bølgeområde opptil 3 cm, fast antenne; bevegelse i rommet til antennestrålen utføres ved å bestråle forskjellige deler av speilet ), Kraus radioteleskop (bølgelengde 10 cm ; et stasjonært vertikalt plassert sfærisk speil, som strålingen fra kilden rettes mot ved hjelp av et flatt speil satt i en viss vinkel), periskopantenner (små i vertikal retning og store i horisontal retning retning);
Tomme blenderantenner(to typer avhengig av bildegjengivelsesmetoden: sekvensiell syntese, blenderåpning - se nedenfor). Det enkleste instrumentet av denne typen er et enkelt radiointerferometer (et sammenkoblet system av to radioteleskoper for samtidig observasjon av en radiokilde: har høyere oppløsning, eksempel: Aperture Synthesis Interferometer i Cambridge, England, bølgelengde 21 cm). Andre typer antenner: kryss (Mills krysser med seriell syntese i Molongo, Australia, bølgelengde 73,5 cm), ring (sekvensiell syntesetype instrument i Kalgoor, Australia, bølgelengde 375 cm), sammensatt interferometer (interferometer med blenderåpningssyntese i Flers, Australia, bølgelengde 21).

De mest nøyaktige i drift er parabolantenner med full rotasjon. Når det gjelder bruk, forbedres følsomheten til teleskopet på grunn av det faktum at en slik antenne kan rettes til et hvilket som helst punkt på himmelen, og samler et signal fra en radiokilde. Et slikt teleskop skiller ut signalene fra kosmiske kilder mot bakgrunnen av forskjellige lyder. Speilet reflekterer radiobølger, som fokuseres og fanges opp av stråleren. Bestråleren er en halvbølgedipol som mottar stråling med en gitt bølgelengde. Hovedproblemet med bruk av radioteleskoper med parabolske speil er at speilet deformeres under påvirkning av tyngdekraften under rotasjon. Det er på grunn av dette at ved en økning i diameter over ca. 150 m, øker målavvikene. Imidlertid er det veldig store radioteleskoper som har fungert med suksess i mange år.

Noen ganger, for mer vellykkede observasjoner, brukes flere radioteleskoper, installert i en viss avstand fra hverandre. Et slikt system kalles et radiointerferometer (se ovenfor). Prinsippet for driften er å måle og registrere svingningene til det elektromagnetiske feltet, som genereres av individuelle stråler på overflaten av et speil eller et annet punkt som den samme strålen passerer gjennom. Etter det legges postene til under hensyntagen til faseforskyvningen.

Hvis antennegruppen er laget ikke kontinuerlig, men adskilt med tilstrekkelig stor avstand, vil et speil med stor diameter oppnås. Et slikt system fungerer etter prinsippet om "blenderåpningssyntese". I dette tilfellet bestemmes oppløsningen av avstanden mellom antennene, ikke deres diameter. Dermed lar dette systemet ikke bygge enorme antenner, men klare seg med minst tre, plassert med visse intervaller. Et av de mest kjente systemene av denne typen er VLA (Very Large Array). Denne matrisen ligger i den amerikanske delstaten New Mexico. "Very Large Grid" ble opprettet i 1981. Systemet består av 27 fullt roterbare parabolantenner, som er plassert langs to linjer som danner bokstaven "V". Diameteren på hver antenne når 25 meter. Hver antenne kan ta en av 72 posisjoner, bevege seg langs skinnegangen. VLA er like følsom som en antenne med en diameter på 136 kilometer og overgår de beste optiske systemene når det gjelder vinkeloppløsning. Det er ingen tilfeldighet at VLA ble brukt i letingen etter vann på Merkur, radiokoronaer rundt stjerner og andre fenomener.

Ved sin design er radioteleskoper oftest åpne. Selv om teleskopet i noen tilfeller, for å beskytte speilet mot værhendelser (temperaturendringer og vindbelastning), er plassert inne i en kuppel: solid (Highstack Observatory, 37 m radioteleskop) eller med et skyvevindu (11 m) radioteleskop ved Kitt Peak, USA).

For tiden ligger utsiktene for bruk av radioteleskoper i det faktum at de gjør det mulig å etablere kommunikasjon mellom antenner plassert i forskjellige land og til og med på forskjellige kontinenter. Slike systemer kalles meget lange baseline radiointerferometre (VLBI). Et nettverk av 18 teleskoper ble brukt i 2004 for å overvåke Huygens landing på Saturns måne Titan. Utformingen av ALMA-systemet, bestående av 64 antenner, er i gang. Utsiktene for fremtiden er utskytingen av interferometer-antenner i verdensrommet.

Prinsippet for drift av et radioteleskop

2.1.1 Et radioteleskop består av to hovedelementer: en antenneenhet og en svært følsom mottaker – et radiometer. Radiometeret forsterker radioemisjonen mottatt av antennen og konverterer den til en form som er praktisk for opptak og behandling.

Utformingen av antenner til radioteleskoper er svært forskjellige, på grunn av det svært brede spekteret av bølgelengder som brukes i radioastronomi (fra 0,1 mm til 1000 m). Antennene til radioteleskoper som mottar mm-, cm-, dm- og meterbølger er oftest parabolske reflektorer, lik speilene til konvensjonelle optiske reflektorer. En irradiator er installert i fokuset til paraboloiden - en enhet som samler radiostråling, som er rettet mot den av et speil. Bestråleren overfører den mottatte energien til inngangen til radiometeret, og etter forsterkning og deteksjon blir signalet tatt opp på båndet til en selvregistrerende elektrisk måleenhet. På moderne radioteleskoper blir det analoge signalet fra utgangen av radiometeret konvertert til digitalt og tatt opp på en harddisk i form av en eller flere filer.

For å rette antenner inn i området av himmelen som studeres, er de vanligvis montert på asimutfester som gir rotasjon i asimut og høyde (antenner med full rotasjon). Det finnes også antenner som kun tillater begrensede rotasjoner, og til og med helt stasjonære. Mottaksretningen i antenner av sistnevnte type (vanligvis veldig store) oppnås ved å flytte feedene, som oppfatter radioemisjonen som reflekteres fra antennen.

2.1.2 Funksjonsprinsippet til et radioteleskop ligner mer på et fotometer enn et optisk teleskop. Et radioteleskop kan ikke bygge et bilde direkte, det måler bare energien til stråling som kommer fra retningen som teleskopet "ser". Derfor, for å få et bilde av en utvidet kilde, må radioteleskopet måle lysstyrken på hvert punkt.

På grunn av diffraksjonen av radiobølger av teleskopets blenderåpning, skjer målingen av retningen til en punktkilde med en viss feil, som bestemmes av antennemønsteret og pålegger en grunnleggende begrensning på oppløsningen til instrumentet:

hvor er bølgelengden og er blenderdiameteren. Høy oppløsning lar deg observere finere romlige detaljer av objektene som studeres. For å forbedre oppløsningen kan du enten redusere bølgelengden eller øke blenderåpningen. Bruk av korte bølgelengder øker imidlertid kravene til kvaliteten på speiloverflaten. Derfor følger de vanligvis banen for å øke blenderåpningen. Å øke blenderåpningen forbedrer også en annen viktig egenskap - følsomhet. Et radioteleskop må ha høy følsomhet for pålitelig å oppdage de svakeste mulige kildene. Følsomhet bestemmes av nivået av flukstetthetsfluktuasjoner:

,

hvor er den iboende støyeffekten til radioteleskopet, er det effektive området (samleoverflaten) til antennen, er frekvensbåndet og er signalakkumuleringstiden. For å øke følsomheten til radioteleskoper økes samleflaten deres og det brukes støysvake mottakere og forsterkere basert på masere, parametriske forsterkere osv.

Et teleskop er et unikt optisk instrument designet for å observere himmellegemer. Bruken av instrumenter lar oss vurdere en rekke objekter, ikke bare de som befinner seg i nærheten av oss, men også de som er tusenvis av lysår unna planeten vår. Så hva er et teleskop og hvem oppfant det?

Første oppfinner

Teleskopiske enheter dukket opp på det syttende århundre. Imidlertid er det til i dag en debatt om hvem som oppfant teleskopet først - Galileo eller Lippershey. Disse tvistene er relatert til det faktum at begge forskerne på omtrent samme tid utviklet optiske enheter.

I 1608 utviklet Lippershey briller for adelen, slik at de kunne se fjerne objekter på nært hold. På dette tidspunktet pågikk militære forhandlinger. Hæren satte raskt pris på fordelene med utviklingen og foreslo at Lippershey ikke tildeler opphavsrett til enheten, men endrer den slik at den kan sees med to øyne. Forskeren var enig.

Den nye utviklingen av forskeren kunne ikke holdes hemmelig: informasjon om den ble publisert i lokale trykte medier. Journalister på den tiden kalte enheten et spotting-skop. Den brukte to linser, som gjorde det mulig å forstørre objekter og objekter. Fra 1609 ble piper med tredobling solgt med makt og hoved i Paris. Siden i år har all informasjon om Lippershey forsvunnet fra historien, og informasjon om en annen vitenskapsmann og hans nye funn dukker opp.

Omtrent på samme tid var italienske Galileo engasjert i sliping av linser. I 1609 presenterte han for samfunnet en ny utvikling - et teleskop med en tredobling. Galileos teleskop hadde høyere bildekvalitet enn Lippersheys rør. Det var ideen til den italienske forskeren som fikk navnet "teleskop".

På det syttende århundre ble teleskoper laget av nederlandske forskere, men de hadde dårlig bildekvalitet. Og bare Galileo klarte å utvikle en slik teknikk for sliping av linser, som gjorde det mulig å tydelig forstørre objekter. Han var i stand til å få en tjuedobling, noe som var et virkelig gjennombrudd i vitenskapen på den tiden. Basert på dette er det umulig å si hvem som oppfant teleskopet: hvis det ifølge den offisielle versjonen var Galileo som introduserte verden for en enhet som han kalte et teleskop, og hvis du ser på versjonen av utviklingen av en optisk enhet for å forstørre objekter, da var Lippershey den første.

Første observasjoner av himmelen

Etter at det første teleskopet kom, ble det gjort unike funn. Galileo brukte sin utvikling til å spore himmellegemer. Han var den første som så og skisserte månekratere, flekker på solen, og betraktet også stjernene i Melkeveien, satellitter til Jupiter. Galileos teleskop gjorde det mulig å se ringene til Saturn. Til din informasjon er det fortsatt et teleskop i verden som fungerer etter samme prinsipp som Galileos enhet. Det ligger ved York Observatory. Enheten har en diameter på 102 centimeter og tjener jevnlig forskere til å spore himmellegemer.

Moderne teleskoper

Gjennom århundrene har forskere stadig endret enhetene til teleskoper, utviklet nye modeller og forbedret forstørrelsesfaktoren. Som et resultat var det mulig å lage små og store teleskoper med forskjellige formål.

Små brukes vanligvis til hjemmeobservasjoner av romobjekter, så vel som for å observere romkropper i nærheten. Store enheter lar deg se og ta bilder av himmellegemer som befinner seg tusenvis av lysår fra Jorden.

Typer teleskoper

Det finnes flere typer teleskoper:

1. Speilvendt.
2. Linse.
3. katadioptrisk.

Galileiske refraktorer er klassifisert som linse refraktorer. Reflekterende enheter refereres til som speilenheter. Hva er et katadioptrisk teleskop? Dette er en unik moderne utvikling som kombinerer en linse og en speilenhet.

Linse teleskoper

Teleskoper spiller en viktig rolle i astronomi: de lar deg se kometer, planeter, stjerner og andre romobjekter. En av de første utviklingene var linseenheter.

Hvert teleskop har en linse. Dette er hoveddelen av enhver enhet. Det bryter lysstråler og samler dem på et punkt som kalles et fokus. Det er i det bildet av objektet bygges. Et okular brukes til å se bildet.

Linsen er plassert slik at okularet og fokus passer. I moderne modeller brukes bevegelige okularer for praktisk observasjon gjennom et teleskop. De hjelper til med å justere skarpheten i bildet.

Alle teleskoper har aberrasjon - en forvrengning av det aktuelle objektet. Linseteleskoper har flere forvrengninger: kromatisk (røde og blå stråler er forvrengt) og sfærisk aberrasjon.

Speilmodeller

Speilteleskoper kalles reflektorer. Et sfærisk speil er montert på dem, som samler lysstrålen og reflekterer den ved hjelp av et speil på okularet. Kromatisk aberrasjon er ikke karakteristisk for speilmodeller, siden lyset ikke brytes. Speilinstrumenter viser imidlertid sfærisk aberrasjon, noe som begrenser synsfeltet til teleskopet.

Grafiske teleskoper bruker komplekse strukturer, speil med komplekse overflater som skiller seg fra sfæriske.

Til tross for kompleksiteten i designet, er speilmodeller lettere å utvikle enn linsemotparter. Derfor er denne typen mer vanlig. Den største diameteren til et speilteleskop er mer enn sytten meter. På Russlands territorium har den største enheten en diameter på seks meter. I mange år ble den ansett som den største i verden.

Teleskop spesifikasjoner

Mange kjøper optiske enheter for å observere romkropper. Når du velger en enhet, er det viktig å vite ikke bare hva et teleskop er, men også hvilke egenskaper det har.

1. Øke. Brennvidden til okularet og objektet er forstørrelsen til teleskopet. Hvis brennvidden til linsen er to meter, og okularet er fem centimeter, vil en slik enhet ha en forstørrelse på førti ganger. Hvis okularet byttes ut, vil forstørrelsen være annerledes.
2. Tillatelse. Som du vet er lys preget av refraksjon og diffraksjon. Ideelt sett ser ethvert bilde av en stjerne ut som en skive med flere konsentriske ringer, kalt diffraksjonsringer. Dimensjonene til diskene er kun begrenset av teleskopets evner.

Teleskoper uten øyne

Og hva er et teleskop uten øye, hva brukes det til? Som du vet, oppfatter hver persons øyne bildet annerledes. Det ene øyet kan se mer og det andre mindre. For at forskerne skal kunne se alt de trenger å se, bruker de teleskoper uten øyne. Disse enhetene overfører bildet til LCD-skjermene, der alle ser bildet nøyaktig slik det er, uten forvrengning. For små teleskoper er det til dette formålet utviklet kameraer som er koblet til enheter og tar bilder av himmelen.

De mest moderne metodene for romsyn er bruken av CCD-kameraer. Dette er spesielle lysfølsomme mikrokretser som samler informasjon fra teleskopet og overfører den til en datamaskin. Dataene mottatt fra dem er så klare at det er umulig å forestille seg hvilke andre enheter som kan motta slik informasjon. Tross alt kan det menneskelige øyet ikke skille alle nyanser med så høy klarhet, som moderne kameraer gjør.

Spektrografer brukes til å måle avstanden mellom stjerner og andre objekter. De er koblet til teleskoper.

Et moderne astronomisk teleskop er ikke én enhet, men flere på en gang. De mottatte dataene fra flere enheter behandles og vises på monitorer i form av bilder. Videre, etter behandling, mottar forskere bilder med svært høy oppløsning. Det er umulig å se de samme klare bildene av verdensrommet med øynene gjennom et teleskop.

radioteleskoper

Astronomer bruker enorme radioteleskoper for sin vitenskapelige utvikling. Oftest ser de ut som enorme metallskåler med en parabolsk form. Antenner samler det mottatte signalet og behandler den mottatte informasjonen til bilder. Radioteleskoper kan bare motta én signalbølge.

infrarøde modeller

Et slående eksempel på et infrarødt teleskop er Hubble-apparatet, selv om det kan være optisk samtidig. På mange måter ligner utformingen av infrarøde teleskoper utformingen av optiske speilmodeller. Varmestråler reflekteres av en konvensjonell teleskoplinse og fokuseres på ett punkt, der enheten som måler varme befinner seg. De resulterende varmestrålene føres gjennom termiske filtre. Først da tar bildet sted.

Ultrafiolette teleskoper

Film kan bli utsatt for ultrafiolett lys når den fotograferes. I en del av det ultrafiolette området er det mulig å motta bilder uten behandling og eksponering. Og i noen tilfeller er det nødvendig at lysstrålene passerer gjennom en spesiell design - et filter. Bruken av dem bidrar til å fremheve strålingen til visse områder.

Det finnes andre typer teleskoper, som hver har sitt eget formål og spesielle egenskaper. Dette er modeller som røntgen- og gamma-teleskoper. I henhold til deres formål kan alle eksisterende modeller deles inn i amatører og profesjonelle. Og dette er ikke hele klassifiseringen av enheter for sporing av himmellegemer.

Taganrog State Pedagogical Institute oppkalt etter A.P. Tsjekhov"

Radioastronomi. radioteleskoper.

Hovedtrekk.

Fullført av en student

Fakultet for fysikk og matematikk

51 grupper: Mazur V.G.

Taganrog

Introduksjon

radioastronomi 1. Sammenligning med optisk astronomi…………………………. 2. Områder for registrerte radioutslipp……………….. 3. Historisk bakgrunn……………………………………………….. Radioteleskoper………………………………………………………. 4. Arbeidsprinsipp ……………………………………………………….. 5. Radiointerferometre…………………………………………………. 6. De første radioteleskopene …………………………………………. 7. Klassifisering av radioteleskoper………………………………… a) Antenner med fylt blenderåpning………………………………… b) Revolusjonsparaboloider ………………………………………………… c) parabolske sylindere……………………………………………… d) Antenner med flate reflektorer………………………………… e) Jordskåler…………………………………………………………. f) Antennematriser (common-mode antenner)………………………… g) Ufylte blenderantenner……………………………… Konklusjon Bibliografi

Introduksjon

Radioastronomi er en gren av astronomi som studerer romobjekter ved å analysere radiostrålingen som kommer fra dem. Mange kosmiske kropper sender ut radiobølger som når jorden: disse er spesielt de ytre lagene av solen og atmosfærene til planeter, skyer av interstellar gass. Radioemisjon er ledsaget av slike fenomener som samspillet mellom turbulente gassstrømmer og sjokkbølger i det interstellare mediet, den raske rotasjonen av nøytronstjerner med et sterkt magnetfelt, "eksplosive" prosesser i kjernene til galakser og kvasarer, solutbrudd, etc. Radiosignalene til naturlige objekter som ankommer jorden har karakter av støy. Disse signalene mottas og forsterkes av spesielt elektronisk utstyr og registreres deretter i analog eller digital form. Ofte er radioastronomi mer følsom og langdistanse enn optisk.

Et radioteleskop er et astronomisk instrument for å motta egen radioemisjon fra himmelobjekter (i solsystemet, galaksen og metagalaksen) og studere deres egenskaper, som: koordinater, romlig struktur, strålingsintensitet, spektrum og polarisering.

RADIOASTRONOMI

§ 1. Sammenligning med optisk astronomi

Av alle typer kosmisk elektromagnetisk stråling er det bare synlig lys, nær (kortbølget) infrarød stråling og en del av radiobølgespekteret som passerer gjennom atmosfæren gjennom atmosfæren, praktisk talt uforminsket. På den ene siden passerer radiobølger, som har mye lengre bølgelengde enn optisk stråling, lett gjennom de skyede atmosfærene til planeter og skyer av interstellart støv, som er ugjennomsiktig for lys. På den annen side passerer bare de korteste radiobølgene gjennom områder med ionisert gass som er gjennomsiktig for lys rundt stjerner og i det interstellare rommet. Svake romsignaler fanges opp av radioastronomer ved hjelp av radioteleskoper, hvis hovedelementer er antenner. Vanligvis er dette metallreflektorer i form av en paraboloid. Ved reflektorens fokus, hvor strålingen er konsentrert, plasseres en samleanordning i form av et horn eller dipol, som avleder den oppsamlede radioemisjonsenergien til mottaksutstyret. Reflekser med en diameter på opptil 100 m er gjort bevegelige og full-sirkel; de kan sikte på et objekt i hvilken som helst del av himmelen og følge det. Større reflektorer (opptil 300 m i diameter) er ubevegelige, i form av en enorm sfærisk bolle, og peker på objektet skjer på grunn av jordens rotasjon og bevegelsen til stråleren i antennens fokus. Selv større reflekser ser vanligvis ut som en del av en paraboloid. Jo større reflektoren er, desto mer detaljert blir det observerte radiomønsteret. Ofte, for å forbedre det, blir ett objekt observert synkront av to radioteleskoper eller hele systemet deres som inneholder flere dusin antenner, noen ganger adskilt med tusenvis av kilometer.

§2. Områder for registrert radiostråling

Radiobølger fra noen millimeter til 30 m lange passerer gjennom jordens atmosfære; i frekvensområdet fra 10 MHz til 200 GHz. Radioastronomer har altså å gjøre med frekvenser som er merkbart høyere enn for eksempel kringkastingsradiorekkevidden for mellom- eller kortbølger. Men med bruken av VHF og TV-kringkasting i frekvensområdet 50-1000 MHz, samt radarer (radar) i området 3-30 GHz, har radioastronomer problemer: kraftige signaler fra bakkesendere i disse områdene forstyrrer med mottak av svake romsignaler. Derfor har radioastronomer gjennom internasjonale avtaler blitt tildelt flere frekvensbånd for romobservasjon der signaloverføring er forbudt.

§3. Historiereferanse

Radioastronomi som vitenskap begynte i 1931, da K. Yansky fra Bell Telephone Company begynte å studere radiointerferens og oppdaget at de kommer fra den sentrale delen av Melkeveien. Det første radioteleskopet ble bygget i 1937-1938 av radioingeniør G. Reber, som uavhengig laget en 9-meters reflektor i hagen sin av jernplater, i prinsippet det samme som dagens gigantiske parabolantenner. Reber kompilerte det første radiokartet over himmelen og fant ut at hele Melkeveien stråler med en bølgelengde på 1,5 m, men dens sentrale del stråler sterkest. I februar 1942 la J. Hay merke til at i meterområdet forstyrrer solen radarer når det oppstår blink på den; radioutslipp fra solen i centimeterområdet i 1942-1943 ble oppdaget av J. Southworth. Den systematiske utviklingen av radioastronomi begynte etter andre verdenskrig. I Storbritannia ble det store observatoriet Jodrell Bank (University of Manchester) og stasjonen til Cavendish Laboratory (Cambridge) opprettet. Radiophysical Laboratory (Sydney) har satt opp flere stasjoner i Australia. Nederlandske radioastronomer begynte å studere skyer av interstellart hydrogen. I USSR ble radioteleskoper bygget nær Serpukhov, i Pulkovo, på Krim. De største radioobservatoriene i USA er National Radio Astronomy Observatories i Green Bank (West Virginia) og Charlottesville (Virginia), Cornell University Observatory i Arecibo (Puerto Rico), California Institute of Technology Observatory i Owens Valley (Puerto Rico) California), MIT Lincoln Laboratory og Harvard University Oak Ridge Observatory (Massachusetts), UC Berkeley Hat Creek Observatory (CA), University of Massachusetts Five College Radio Astronomy Observatory (Massachusetts).

RADIOTELESKOP

Radioteleskopet inntar den første posisjonen, når det gjelder frekvensområde, blant astronomiske instrumenter for å studere elektromagnetisk stråling. Høyfrekvente teleskoper er termisk, synlig, ultrafiolett, røntgen- og gammastråling.

Radioteleskoper bør fortrinnsvis plasseres langt fra store befolkningssentre for å minimere elektromagnetisk interferens fra kringkastede radiostasjoner, fjernsyn, radar og andre emitterende enheter. Plassering av et radioobservatorium i en dal eller lavland beskytter det enda bedre mot påvirkning av teknogen elektromagnetisk støy.

Et radioteleskop består av to hovedelementer: en antenneenhet og en svært følsom mottaker – et radiometer. Radiometeret forsterker radioemisjonen mottatt av antennen og konverterer den til en form som er praktisk for opptak og behandling.

Utformingen av antenner til radioteleskoper er svært forskjellige, på grunn av det svært brede spekteret av bølgelengder som brukes i radioastronomi (fra 0,1 mm til 1000 m). Antennene til radioteleskoper som mottar mm-, cm-, dm- og meterbølger er oftest parabolske reflektorer, lik speilene til konvensjonelle optiske reflektorer. En irradiator er installert i fokuset til paraboloiden - en enhet som samler radiostråling, som er rettet mot den av et speil. Bestråleren overfører den mottatte energien til inngangen til radiometeret, og etter forsterkning og deteksjon blir signalet tatt opp på båndet til et selvregistrerende elektrisk måleinstrument. På moderne radioteleskoper blir det analoge signalet fra utgangen av radiometeret konvertert til digitalt og tatt opp på en harddisk i form av en eller flere filer.

For å rette antenner inn i området av himmelen som studeres, er de vanligvis montert på asimutfester som gir rotasjon i asimut og høyde (antenner med full rotasjon). Det finnes også antenner som kun tillater begrensede rotasjoner, og til og med helt stasjonære. Mottaksretningen i antenner av sistnevnte type (vanligvis veldig store) oppnås ved å flytte feedene, som oppfatter radioemisjonen som reflekteres fra antennen.

§4. Prinsipp for operasjon

Driftsprinsippet til et radioteleskop ligner mer på et fotometer enn et optisk teleskop. Et radioteleskop kan ikke bygge et bilde direkte, det måler bare energien til stråling som kommer fra retningen som teleskopet "ser". Derfor, for å få et bilde av en utvidet kilde, må radioteleskopet måle lysstyrken på hvert punkt.

På grunn av diffraksjonen av radiobølger av teleskopets blenderåpning, skjer målingen av retningen til en punktkilde med en viss feil, som bestemmes av antennemønsteret og pålegger en grunnleggende begrensning på oppløsningen til instrumentet:

hvor er bølgelengden og er blenderdiameteren. Høy oppløsning lar deg observere finere romlige detaljer av objektene som studeres. For å forbedre oppløsningen kan du enten redusere bølgelengden eller øke blenderåpningen. Bruk av korte bølgelengder øker imidlertid kravene til kvaliteten på speiloverflaten (se Rayleigh-kriteriet). Derfor følger de vanligvis banen for å øke blenderåpningen. Å øke blenderåpningen forbedrer også en annen viktig egenskap - følsomhet. Et radioteleskop må ha høy følsomhet for pålitelig å oppdage de svakeste mulige kildene. Følsomhet bestemmes av nivået av flukstetthetsfluktuasjoner:

,

hvor er den iboende støyeffekten til radioteleskopet, er det effektive området (samleoverflaten) til antennen, er frekvensbåndet og er signalakkumuleringstiden. For å øke følsomheten til radioteleskoper økes samleflaten deres og det brukes støysvake mottakere og forsterkere basert på masere, parametriske forsterkere osv.

§fem. Radiointerferometre

I tillegg til å øke blenderdiameteren, er det en annen måte å øke oppløsningen på (eller begrense strålingsmønsteret). Hvis vi tar to antenner plassert på avstand d(base) fra hverandre, så vil signalet fra kilden til en av dem komme litt tidligere enn til den andre. Hvis signalene fra de to antennene deretter blir forstyrret, vil det fra det resulterende signalet, ved hjelp av en spesiell matematisk reduksjonsprosedyre, være mulig å gjenopprette informasjon om kilden med en effektiv oppløsning. Denne reduksjonsprosedyren kalles blendersyntese. Interferens kan utføres både i maskinvare, ved å levere et signal gjennom kabler og bølgeledere til en felles mikser, og på en datamaskin med signaler som tidligere er digitalisert med tidsstempler og lagret på en bærer. Moderne tekniske midler har gjort det mulig å lage et VLBI-system, som inkluderer teleskoper plassert på forskjellige kontinenter og adskilt med flere tusen kilometer.

§6. De første radioteleskopene

Hjem - Karl Jansky

En kopi av radioteleskopetJansky

Historie radioteleskoper har sin opprinnelse i 1931, med eksperimentene til Karl Jansky på Bell Telephone Labs teststed. For å studere ankomstretningen til lynstøy bygde han en vertikalt polarisert ensrettet antenne som Bruces lerret. Dimensjonene til strukturen var 30,5 m i lengde og 3,7 m i høyden. Arbeidet ble utført på en bølge på 14,6 m (20,5 MHz). Antennen var koblet til en følsom mottaker, ved utgangen av denne var en opptaker med lang tidskonstant .

Emisjonsregistrering innhentet av Jansky 24. februar 1932. Maksima (pilene) gjentas etter 20 min. er perioden for en full rotasjon av antennen.

I desember 1932 rapporterte Jansky allerede om de første resultatene som ble oppnådd med oppsettet hans. Artikkelen rapporterte oppdagelsen av "... en konstant susing av ukjent opprinnelse", som "... er vanskelig å skille fra susingen forårsaket av støyene fra selve utstyret. Ankomstretningen for hvesende interferens endres gradvis i løpet av dagen, og gjør en fullstendig rotasjon på 24 timer. I sine neste to artikler, i oktober 1933 og oktober 1935, kommer Karl Jansky gradvis til den konklusjon at kilden til hans nye interferens er den sentrale delen av galaksen vår. Dessuten oppnås den største responsen når antennen er rettet mot sentrum av Melkeveien.

Jansky erkjente at fremskritt innen radioastronomi ville kreve større, skarpere antenner som lett kunne orienteres i forskjellige retninger. Han foreslo selv utformingen av en parabolantenne med et speil på 30,5 m i diameter for drift ved meterbølger. Forslaget hans fikk imidlertid ikke støtte i USA.

Rebirth - Grout Reber

Meridian radioteleskopGroot Rebera

I 1937 ble Groat Reber, en radioingeniør fra Weton (USA, Illinois), interessert i arbeidet til Jansky og designet en antenne med en parabolsk reflektor med en diameter på 9,5 m i bakgården til foreldrenes hus. Denne antennen hadde et meridianfeste, det vil si at det bare ble kontrollert i høyde , og endringen i posisjonen til lappen til diagrammet i rett oppstigning ble oppnådd på grunn av jordens rotasjon. Rebers antenne var mindre enn Janskys, men opererte ved kortere bølgelengder, og strålingsmønsteret var mye skarpere. Reber-antennen hadde en konisk stråle med en bredde på 12° ved halv effekt, mens strålen til Jansky-antennen hadde en vifteformet stråle med en bredde på 30° ved halv effekt på den smaleste delen.

Våren 1939 oppdaget Reber stråling ved en bølgelengde på 1,87 m (160 MHz) med en merkbar konsentrasjon i Galaxy-planet og publiserte noen resultater.

Radiokart over himmelen mottattGroat Reberi 1944

For å forbedre utstyret sitt, gjennomførte Reber en systematisk undersøkelse av himmelen og publiserte i 1944 de første radiokartene over himmelen med en bølgelengde på 1,87 m. Kartene viser tydelig de sentrale områdene av Melkeveien og lyse radiokilder i stjernebildet Skytten, Cygnus A, Cassiopeia A, Canis Major og Puppis. Rebers kart er ganske gode selv sammenlignet med moderne meterbølgelengdekart.

Etter andre verdenskrig ble det gjort betydelige teknologiske forbedringer innen radioastronomi av forskere i Europa, Australia og USA. Dermed begynte blomstringen av radioastronomi, som førte til utviklingen av millimeter- og submillimeterbølgelengder, som gjorde det mulig å oppnå mye høyere oppløsninger.

§7. Klassifisering av radioteleskoper

Et bredt spekter av bølgelengder, en rekke forskningsobjekter innen radioastronomi, det raske utviklingstakten innen radiofysikk og radioteleskopkonstruksjon, et stort antall uavhengige team av radioastronomer har ført til et bredt utvalg av typer radioteleskoper. Det er mest naturlig å klassifisere radioteleskoper i henhold til typen av fylling av blenderåpningen og i henhold til metodene for å fase mikrobølgefeltet (reflektorer, refraktorer, uavhengig registrering av felt)

Antenner med fylt blenderåpning

Antenner av denne typen ligner på speilene til optiske teleskoper og er de enkleste og mest kjente å bruke. Antenner med fylt blenderåpning samler ganske enkelt signalet fra det observerte objektet og fokuserer det på mottakeren. Det registrerte signalet bærer allerede vitenskapelig informasjon og trenger ikke å syntetiseres. Ulempen med slike antenner er den lave oppløsningen. Blanke blenderantenner kan deles inn i flere klasser i henhold til deres overflateform og monteringsmetode.

Revolusjonsparaboloider

Nesten alle antenner av denne typen er montert på Alt-azimut-fester og er fullt roterbare. Deres største fordel er at slike radioteleskoper, som optiske, kan rettes mot et objekt og lede det. Dermed kan observasjoner utføres når som helst mens objektet som studeres er over horisonten. Typiske representanter: Green Bank radioteleskop, RT-70, Kalyazinsky radioteleskop.

Parabolske sylindre

Konstruksjonen av fullrotasjonsantenner er forbundet med visse vanskeligheter forbundet med den enorme massen av slike strukturer. Derfor bygges faste og semi-bevegelige systemer. Kostnaden og kompleksiteten til slike teleskoper vokser mye saktere ettersom de vokser i størrelse. En parabolsylinder samler stråler ikke ved et punkt, men på en rett linje parallelt med generatrisen (brennlinje). På grunn av dette har teleskoper av denne typen et asymmetrisk strålingsmønster og forskjellige oppløsninger langs forskjellige akser. En annen ulempe med slike teleskoper er at på grunn av begrenset mobilitet er bare en del av himmelen tilgjengelig for observasjon. Representanter: University of Illinois Radio Telescope, Ooty Indian Telescope.

Stråleforløpet i Nanse-teleskopet

Antenner med flate reflektorer

For å jobbe på en parabolsylinder kreves det at flere detektorer plasseres på brennlinjen, hvorfra signalet legges til under hensyntagen til fasene. På korte bølger er dette ikke lett å gjøre på grunn av de store tapene i kommunikasjonslinjene. Antenner med flat reflektor lar deg klare deg med kun én mottaker. Slike antenner består av to deler: et bevegelig flatt speil og en fast paraboloid. Det bevegelige speilet "peker" mot objektet og reflekterer strålene på paraboloiden. Paraboloiden konsentrerer strålene ved brennpunktet der mottakeren er plassert. Bare en del av himmelen er tilgjengelig for observasjoner med et slikt teleskop. Representanter: Kraus radioteleskop, Stort radioteleskop i Nanse.

jordskåler

Ønsket om å redusere byggekostnadene førte astronomer til ideen om å bruke naturlig relieff som et teleskopspeil. Representanten for denne typen var det 300 meter store Arecibo-radioteleskopet. Den er plassert i et synkehull, hvis bunn er asfaltert med kuleformede aluminiumsplater. mottakeren på spesielle støtter er hengt over speilet. Ulempen med dette verktøyet er at himmelområdet innenfor 20° fra senit er tilgjengelig for det.

Antennematriser (common-mode antenner)

Et slikt teleskop består av mange elementære matinger (dipoler eller spiraler) plassert i en avstand mindre enn bølgelengden. Ved nøyaktig å kontrollere fasen til hvert element er det mulig å oppnå høy oppløsning og effektivt område. Ulempen med slike antenner er at de er produsert for en strengt definert bølgelengde. Representanter: BSA radioteleskop i Pushchino.

Tomme blenderantenner

Det viktigste for astronomiformål er to egenskaper ved radioteleskoper: oppløsning og følsomhet. I dette tilfellet er følsomheten proporsjonal med området til antennen, og oppløsningen er proporsjonal med maksimal størrelse. Dermed gir de vanligste sirkulære antennene dårligst oppløsning for det samme effektive området. Derfor teleskoper med små

Teleskop DKR-1000, med ufylt blenderåpning

område, men høy oppløsning. Slike antenner kalles tomme blenderantenner, siden de har "hull" i blenderåpningen som overskrider bølgelengden. For å få et bilde fra slike antenner, må observasjoner utføres i blendersyntesemodus. For blendersyntese er det tilstrekkelig med to synkront opererende antenner plassert i en viss avstand, som kalles utgangspunkt. For å gjenopprette kildebildet, er det nødvendig å måle signalet på alle mulige baser med noen trinn opp til maksimum.

Hvis det bare er to antenner, så må du observere, deretter endre base, observere ved neste punkt, endre base igjen, osv. Denne syntesen kalles konsistent. Det klassiske radiointerferometeret fungerer etter dette prinsippet. Ulempen med sekvensiell syntese er at den er tidkrevende og ikke kan avsløre variasjonen til radiokilder over korte tider. Derfor er det mer vanlig brukt parallell syntese. Det involverer mange antenner (mottakere) på en gang, som samtidig utfører målinger for alle nødvendige baser. Representanter: "Northern Cross" i Italia, radioteleskop DKR-1000 i Pushchino.

Store matriser som VLA blir ofte referert til som sekvensiell syntese. På grunn av det store antallet antenner er imidlertid nesten alle baser allerede representert, og ytterligere permutasjoner er vanligvis ikke nødvendig.

Liste over radioteleskoper.

plassering	Antenne type	Størrelse	Minimum driftsbølgelengde
USA, Green Bank	Parabolsk segment med aktiv overflate
Russland, Kalyazin Radio Astronomy Observatory	Parabolsk reflektor
Russland, Bear Lakes	Parabolsk reflektor
Japan, Nobeyama	Parabolsk reflektor
Italia, medisin	Parabolsk reflektor
Spania, Granada	Parabolsk reflektor
Puerto Rico, Puerto Rico, Arecibo	sfærisk reflektor
Russland, Badary, Sibirsk solradioteleskop	Antenne array 128x128 elementer (kryssformet radiointerferometer)
Frankrike, Nancy	to-speil
India, Ooty	parabolsylinder
Italia, Medisin, "Northern Cross"	"T" av to parabolske sylindre

Bibliografi

1. Romfysikk: liten. ents., 1986, s. 533

2. Kaplan S.A. Hvordan radioastronomi oppsto // Elementær radioastronomi. - M.: Nauka, 1966. - S. 12. - 276 s.

3. 1 2 Kraus D.D. 1.2. En kort historie om de første årene med radioastronomi // radioastronomi / red. V. V. Zheleznyakova. - M.: Sovjetisk radio, 1973. - S. 14-21. - 456 s.

4. Stor sovjetisk leksikon. - USSR: Soviet Encyclopedia, 1978.

5. Elektromagnetisk stråling. Wikipedia.

6. Radioteleskop // Space Physics: Little Encyclopedia / Red. R.A. Sunyaeva. - 2. utg. - M.: Sov. Encyclopedia, 1986. - S. 560. - 783 s. - ISBN 524(03)

7. P.I.Bakulin, E.V.Kononovich, V.I.Moroz Generelt astronomikurs. - M.: Nauka, 1970.

8. 1 2 3 4 John D. Kraus. Radioastronomi. - M.: Sovjetisk radio, 1973.

9. Jansky K.G. Retningsstudier av atmosfærer ved høye frekvenser. - Proc. IRE, 1932. - T. 20. - S. 1920-1932.

10. Jansky K.G. Elektriske forstyrrelser tilsynelatende av utenomjordisk opprinnelse. - Proc. IRE, 1933. - T. 21. - S. 1387-1398.

11. Jansky K.G. Et notat om kilden til interstellar interferens. - Proc. IRE, 1935. - T. 23. - S. 1158-1163.

12. Reber G. Kosmisk statisk. - Astrofys. J., juni 1940. - T. 91. - S. 621-624.

13. Reber G. Kosmisk statisk. - Proc. IRE, februar 1940. - V. 28. - S. 68-70.

14. 1 2 Reber G. Kosmisk statisk. - Astrofys. J., november 1944. - T. 100. - S. 279-287.

15. Reber G. Kosmisk statisk. - Proc. IRE, august, 1942. - T. 30. - S. 367-378.

16. 1 2 N.A.Esepkina, D.V.Korolkov, Yu.N.Pariyskiy. Radioteleskoper og radiometre. - M.: Nauka, 1973.

17. Radioteleskop ved University of Illinois.

18. 1 2 L. M. Gindilis "SETI: The Search for Extraterrestrial Intelligence"