หลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ หลักการทำงานและโครงสร้างของวิธีกล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสงและวิทยุ

ลักษณะของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ

กล้องโทรทรรศน์วิทยุสมัยใหม่ทำให้สามารถสำรวจจักรวาลในรายละเอียดดังกล่าวได้ ซึ่งจนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้เกินขอบเขตที่เป็นไปได้ ไม่เพียงแต่ในช่วงคลื่นวิทยุเท่านั้น แต่ยังรวมถึงในดาราศาสตร์แสงที่มองเห็นได้แบบดั้งเดิมด้วย รวมอยู่ในเครือข่ายเครื่องมือเดียวที่ตั้งอยู่ในทวีปต่างๆ ช่วยให้คุณมองเข้าไปในแกนกลางของกาแลคซีวิทยุ, ควาซาร์, กระจุกดาวอายุน้อย, ก่อตัวระบบดาวเคราะห์ อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วิทยุที่มีเส้นฐานยาวเป็นพิเศษนั้นเหนือกว่ากล้องโทรทรรศน์ออปติคัลที่ใหญ่ที่สุดในแง่ของ "การเฝ้าระวัง" หลายพันเท่า ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา เราไม่เพียง แต่สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของยานอวกาศในบริเวณใกล้เคียงของดาวเคราะห์ที่ห่างไกลเท่านั้น แต่ยังศึกษาการเคลื่อนไหวของเปลือกโลกของเราได้อีกด้วย รวมถึง "รู้สึก" โดยตรงถึงการเคลื่อนตัวของทวีปต่างๆ ลำดับถัดไปคือเครื่องวัดคลื่นวิทยุอวกาศ ซึ่งจะช่วยให้เข้าใจความลึกลับของจักรวาลได้ลึกซึ้งยิ่งขึ้น

ชั้นบรรยากาศของโลกไม่โปร่งใสต่อรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าทุกชนิดที่มาจากนอกโลก มี "หน้าต่างแห่งความโปร่งใส" กว้างเพียงสองบาน ศูนย์กลางของหนึ่งในนั้นอยู่ที่บริเวณออปติคัลซึ่งมีการแผ่รังสีสูงสุดของดวงอาทิตย์ อันเป็นผลมาจากวิวัฒนาการสำหรับเขาแล้วดวงตาของมนุษย์ปรับให้เข้ากับความไวซึ่งรับรู้คลื่นแสงที่มีความยาว 350 ถึง 700 นาโนเมตร (ความจริงแล้วหน้าต่างความโปร่งใสนี้กว้างกว่าเล็กน้อย - จากประมาณ 300 ถึง 1,000 นาโนเมตร นั่นคือจะจับช่วงรังสีอัลตราไวโอเลตและอินฟราเรดที่ใกล้เคียง) อย่างไรก็ตาม แถบสีรุ้งของแสงที่มองเห็นเป็นเพียงเศษเสี้ยวเล็กๆ ของความสมบูรณ์ของ "สี" ของจักรวาล ในช่วงครึ่งหลังของศตวรรษที่ 20 ดาราศาสตร์ได้กลายเป็นคลื่นลูกใหญ่อย่างแท้จริง ความก้าวหน้าทางเทคโนโลยีทำให้นักดาราศาสตร์สามารถสังเกตการณ์ในช่วงใหม่ๆ ของสเปกตรัมได้ ด้านความยาวคลื่นสั้นของแสงที่ตามองเห็นนั้นเป็นช่วงอัลตราไวโอเลต เอ็กซ์เรย์ และแกมมา อีกด้านหนึ่งคืออินฟราเรด ไมโครมิเตอร์ และคลื่นวิทยุ สำหรับแต่ละช่วงเหล่านี้ มีวัตถุทางดาราศาสตร์ที่แสดงตัวตนได้ชัดเจนที่สุด แม้ว่าในการแผ่รังสีแสง วัตถุเหล่านั้นอาจไม่ได้แสดงถึงสิ่งที่โดดเด่น ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงไม่สังเกตเห็นวัตถุเหล่านี้จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้
ช่วงสเปกตรัมทางดาราศาสตร์ที่น่าสนใจและให้ข้อมูลมากที่สุดช่วงหนึ่งคือคลื่นวิทยุ การแผ่รังสีที่บันทึกโดยดาราศาสตร์วิทยุภาคพื้นดินจะผ่านหน้าต่างความโปร่งใสชั้นที่สองและกว้างกว่ามากของชั้นบรรยากาศโลก - ในช่วงความยาวคลื่นตั้งแต่ 1 มม. ถึง 30 ม. ชั้นไอโอโนสเฟียร์ของโลก - ชั้นก๊าซไอออไนซ์ที่ความสูงประมาณ 70 กม. - สะท้อนการแผ่รังสีทั้งหมดที่ความยาวคลื่นมากกว่า 30 ม. ออกไปในอวกาศ ที่ช่วงคลื่นที่สั้นกว่า 1 มม. รังสีคอสมิกจะถูก "กลืนกิน" จนหมดโดยโมเลกุลในชั้นบรรยากาศ (ส่วนใหญ่เป็นออกซิเจนและไอน้ำ)


กล้องโทรทรรศน์วิทยุสมัยใหม่ทำให้สามารถสำรวจจักรวาลในรายละเอียดดังกล่าวได้ ซึ่งจนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้เกินขอบเขตที่เป็นไปได้ ไม่เพียงแต่ในช่วงคลื่นวิทยุเท่านั้น แต่ยังรวมถึงในดาราศาสตร์แสงที่มองเห็นได้แบบดั้งเดิมด้วย รวมอยู่ในเครือข่ายเครื่องมือเดียวที่ตั้งอยู่ในทวีปต่างๆ ช่วยให้คุณมองเข้าไปในแกนกลางของกาแลคซีวิทยุ, ควาซาร์, กระจุกดาวอายุน้อย

Arecibo ในเปอร์โตริโกมีกระจกทึบคงที่ที่ใหญ่ที่สุดในโลก - 305 ม. โครงสร้าง 800 t แขวนอยู่บนสายเคเบิลเหนือชามทรงกลม กระจกล้อมรอบด้วยตาข่ายโลหะรอบ ๆ ขอบซึ่งป้องกันกล้องโทรทรรศน์จากการปล่อยคลื่นวิทยุ	เสาอากาศพาราโบลาแบบหมุนรอบทิศทางที่ใหญ่ที่สุดในโลกของหอดูดาวกรีนแบงก์ (เวสต์เวอร์จิเนีย สหรัฐอเมริกา) กระจกขนาด 100x110 ม. ถูกสร้างขึ้นหลังจากที่เสาอากาศหมุนรอบตัวเองสูง 90 ม. พังลงด้วยน้ำหนักของมันเองในปี 1988

ลักษณะสำคัญของกล้องโทรทรรศน์วิทยุคือรูปแบบการแผ่รังสี แสดงความไวของอุปกรณ์ต่อสัญญาณที่มาจากทิศทางต่างๆ ในอวกาศ สำหรับเสาอากาศพาราโบลาแบบ "คลาสสิก" รูปแบบการแผ่รังสีประกอบด้วยกลีบหลักซึ่งมีรูปแบบของกรวยที่เรียงตามแนวแกนของพาราโบลา และกลีบข้างที่อ่อนกว่า (ตามขนาดคำสั่งของขนาด) "ความระมัดระวัง" ของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ กล่าวคือ ความละเอียดเชิงมุมนั้นถูกกำหนดโดยความกว้างของกลีบหลักของรูปแบบการแผ่รังสี แหล่งที่มาสองแห่งในท้องฟ้าซึ่งรวมกันอยู่ในทางออกของกลีบดอกนี้ รวมเป็นหนึ่งเดียวสำหรับกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ดังนั้นความกว้างของรูปแบบการแผ่รังสีจะเป็นตัวกำหนดขนาดของรายละเอียดที่เล็กที่สุดของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ ซึ่งยังคงแยกความแตกต่างได้เป็นรายบุคคล
กฎสากลสำหรับการสร้างกล้องโทรทรรศน์กล่าวว่าความละเอียดของเสาอากาศถูกกำหนดโดยอัตราส่วนของความยาวคลื่นต่อเส้นผ่านศูนย์กลางของกระจกกล้องโทรทรรศน์ ดังนั้นเพื่อเพิ่ม "ความระมัดระวัง" กล้องโทรทรรศน์จะต้องมีขนาดใหญ่ขึ้นและความยาวคลื่น - เล็กลง แต่โชคดีที่กล้องโทรทรรศน์วิทยุทำงานร่วมกับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นยาวที่สุด ด้วยเหตุนี้ แม้แต่กระจกขนาดใหญ่ก็ไม่อนุญาตให้มีความละเอียดสูง ไม่ใช่กล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสงสมัยใหม่ที่ใหญ่ที่สุดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางกระจก 5 ม. สามารถแยกแยะดาวฤกษ์ที่ระยะเพียง 0.02 อาร์ควินาที รายละเอียดเกี่ยวกับส่วนโค้งหนึ่งนาทีสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า และกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 20 ม. ที่ความยาวคลื่น 2 ซม. ให้ความละเอียดที่แย่กว่านั้นถึงสามเท่า - ประมาณ 3 อาร์คนาที สแนปชอตของท้องฟ้าบางส่วนที่ถ่ายโดยกล้องมือสมัครเล่นมีรายละเอียดมากกว่าแผนที่การแผ่คลื่นวิทยุของพื้นที่เดียวกันที่ได้จากกล้องโทรทรรศน์วิทยุตัวเดียว
รูปแบบการแผ่รังสีที่กว้างไม่เพียงจำกัดการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงความแม่นยำในการกำหนดพิกัดของวัตถุที่สังเกตด้วย ในขณะเดียวกัน พิกัดที่แน่นอนเป็นสิ่งจำเป็นในการเปรียบเทียบการสังเกตวัตถุในช่วงต่างๆ ของรังสี e / แม่เหล็ก ซึ่งเป็นข้อกำหนดที่ขาดไม่ได้ของการวิจัยทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์สมัยใหม่ ดังนั้น นักดาราศาสตร์วิทยุจึงพยายามสร้างเสาอากาศที่ใหญ่ที่สุดเสมอ และที่น่าแปลกใจคือ ดาราศาสตร์วิทยุลงเอยด้วยความละเอียดที่ล้ำหน้าไปมาก

หลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ
เสาอากาศพาราโบลาที่หมุนได้เต็มที่ - อะนาล็อกของกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสง - กลายเป็นเสาอากาศที่มีความยืดหยุ่นมากที่สุดในการใช้งานจากเสาอากาศวิทยุดาราศาสตร์ที่หลากหลาย พวกเขาสามารถนำทางไปยังจุดใดก็ได้บนท้องฟ้า ตามแหล่งสัญญาณวิทยุ - "สะสมสัญญาณ" ตามที่นักดาราศาสตร์วิทยุพูด - และด้วยเหตุนี้จึงเพิ่มความไวของกล้องโทรทรรศน์ ความสามารถในการแยกแยะสัญญาณที่อ่อนกว่ามากจากแหล่งกำเนิดของจักรวาลเทียบกับพื้นหลังของ เสียงรบกวนทุกชนิด พาราโบลาลอยด์ที่เลี้ยวเต็มทิศทางขนาดใหญ่เครื่องแรกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 76 ม. สร้างขึ้นในปี 1957 ที่ British Jodrell Bank Observatory และวันนี้จานของเสาอากาศเคลื่อนที่ที่ใหญ่ที่สุดในโลกที่ Green Bank Observatory (USA) มีขนาด 100 x 110 ม. และนี่คือขีดจำกัดของกล้องโทรทรรศน์วิทยุเคลื่อนที่เพียงตัวเดียว การเพิ่มขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมีผลกระทบที่สำคัญสามประการ: สองสิ่งที่ดีและไม่ดี ประการแรก สิ่งที่สำคัญที่สุดสำหรับเราคือความละเอียดเชิงมุมเพิ่มขึ้นตามสัดส่วนของเส้นผ่านศูนย์กลาง ประการที่สองความไวจะเพิ่มขึ้นและเร็วขึ้นตามสัดส่วนของพื้นที่กระจกนั่นคือกำลังสองของเส้นผ่านศูนย์กลาง และประการที่สาม ค่าใช้จ่ายเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ซึ่งในกรณีของกล้องโทรทรรศน์แบบกระจก (ทั้งออปติคัลและวิทยุ) จะมีสัดส่วนโดยประมาณกับลูกบาศก์ของเส้นผ่านศูนย์กลางของกระจกเงาหลัก
ปัญหาหลักเกี่ยวข้องกับการเสียรูปของกระจกภายใต้แรงโน้มถ่วง เพื่อให้กระจกกล้องโทรทรรศน์จับโฟกัสคลื่นวิทยุได้อย่างชัดเจน ความเบี่ยงเบนของพื้นผิวจากพื้นผิวพาราโบลาในอุดมคติไม่ควรเกินหนึ่งในสิบของความยาวคลื่น ความแม่นยำดังกล่าวสามารถทำได้ง่ายสำหรับความยาวคลื่นหลายเมตรหรือเดซิเมตร แต่ที่ความยาวคลื่นเซนติเมตรและมิลลิเมตรสั้น ความแม่นยำที่ต้องการนั้นอยู่ที่หนึ่งในสิบของมิลลิเมตร เนื่องจากการเสียรูปของโครงสร้างภายใต้น้ำหนักและแรงลมของมันเอง จึงแทบจะเป็นไปไม่ได้เลยที่จะสร้างกล้องโทรทรรศน์พาราโบลาแบบหมุนเต็มรูปแบบที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 150 ม. จานคงที่ที่ใหญ่ที่สุดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 305 ม. ถูกสร้างขึ้นที่หอดูดาวอาเรซีโบ เปอร์โตริโก้. แต่โดยรวมแล้ว ยุคของความใหญ่โตในการสร้างกล้องโทรทรรศน์วิทยุได้สิ้นสุดลงแล้ว ในเม็กซิโก บนภูเขา Sierra Negra ที่ระดับความสูง 4,600 เมตร กำลังก่อสร้างเสาอากาศยาว 50 เมตรสำหรับปฏิบัติการคลื่นมิลลิเมตร บางทีนี่อาจเป็นเสาอากาศเดี่ยวขนาดใหญ่ชิ้นสุดท้ายที่สร้างขึ้นในโลก
เพื่อที่จะดูรายละเอียดของโครงสร้างของแหล่งสัญญาณวิทยุ จำเป็นต้องมีวิธีการอื่นซึ่งเราต้องคิดให้ออก คลื่นวิทยุที่ปล่อยออกมาจากวัตถุที่สังเกตได้แพร่กระจายไปในอวกาศ ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงเป็นระยะๆ ในสนามไฟฟ้าและสนามแม่เหล็ก เสาอากาศพาราโบลาจะรวบรวมคลื่นวิทยุที่ตกกระทบ ณ จุดหนึ่ง นั่นคือจุดโฟกัส เมื่อคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าหลายคลื่นผ่านจุดๆ หนึ่ง มันจะรบกวนกัน นั่นคือสนามของพวกมันรวมกัน ถ้าคลื่นเข้ามาในเฟส มันจะขยายซึ่งกันและกัน ในแอนติเฟส มันจะอ่อนลงจนถึงศูนย์ ลักษณะเฉพาะของกระจกพาราโบลาคือคลื่นทั้งหมดจากแหล่งหนึ่งมาโฟกัสในเฟสเดียวและขยายซึ่งกันและกันให้มากที่สุด! การทำงานของกล้องโทรทรรศน์กระจกทั้งหมดขึ้นอยู่กับแนวคิดนี้
จุดสว่างปรากฏขึ้นที่โฟกัส และโดยปกติจะวางเครื่องรับไว้ที่นี่ ซึ่งจะวัดความเข้มรวมของรังสีที่จับได้ภายในขีดจำกัดของรูปแบบการแผ่รังสีของกล้องโทรทรรศน์ กล้องโทรทรรศน์วิทยุไม่สามารถถ่ายภาพส่วนหนึ่งของท้องฟ้าได้ ซึ่งแตกต่างจากดาราศาสตร์เชิงแสง ในแต่ละช่วงเวลา จะตรวจพบการแผ่รังสีที่มาจากทิศทางเดียวเท่านั้น กล้องโทรทรรศน์วิทยุทำงานเหมือนกล้องพิกเซลเดียว ในการสร้างภาพ เราต้องสแกนแหล่งสัญญาณวิทยุทีละจุด (อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์วิทยุมิลลิเมตรที่กำลังก่อสร้างในเม็กซิโกมีชุดเรดิโอมิเตอร์อยู่ในโฟกัสและไม่ใช่ "พิกเซลเดียว" อีกต่อไป)

"เกมทีมกล้องโทรทรรศน์วิทยุ"
แต่คุณสามารถทำได้แตกต่างกัน แทนที่จะนำรังสีทั้งหมดไปยังจุดหนึ่ง เราสามารถวัดและบันทึกการสั่นของสนามไฟฟ้าที่สร้างขึ้นโดยแต่ละคลื่นบนพื้นผิวของกระจก (หรือที่จุดอื่นที่ลำแสงเดียวกันผ่าน) จากนั้นจึง "เพิ่ม" บันทึกเหล่านี้ ในการประมวลผลของอุปกรณ์คอมพิวเตอร์ โดยคำนึงถึงการเลื่อนเฟสที่สอดคล้องกับระยะทางที่แต่ละคลื่นต้องเดินทางไปยังจุดโฟกัสในจินตนาการของเสาอากาศ อุปกรณ์ที่ทำงานตามหลักการนี้เรียกว่า interferometer ในกรณีของเราคือ radio interferometer
อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ช่วยลดความจำเป็นในการสร้างเสาอากาศชิ้นเดียวขนาดใหญ่ แต่สามารถวางเสาอากาศนับสิบ หลายร้อยหรือหลายพันเสาไว้ข้างๆ กัน และสัญญาณที่ได้รับจะรวมกัน กล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวเรียกว่าอินเฟสอาร์เรย์ อย่างไรก็ตามพวกเขายังคงไม่สามารถแก้ปัญหาเรื่อง "ความระมัดระวัง" ได้ - สำหรับสิ่งนี้คุณต้องดำเนินการอีกขั้นหนึ่ง อย่างที่คุณจำได้ เมื่อขนาดของกล้องโทรทรรศน์วิทยุใหญ่ขึ้น ความไวของกล้องก็จะเพิ่มขึ้นเร็วกว่าความละเอียดมาก ดังนั้นเราจึงพบตัวเองอย่างรวดเร็วในสถานการณ์ที่พลังของสัญญาณที่บันทึกไว้มีมากเกินพอและขาดความละเอียดเชิงมุมอย่างมาก จากนั้นคำถามก็เกิดขึ้น:“ ทำไมเราถึงต้องการเสาอากาศที่มั่นคง ผอมลงไม่ได้เหรอ” ปรากฎว่าเป็นไปได้! แนวคิดนี้เรียกว่า "การสังเคราะห์รูรับแสง" เนื่องจากกระจกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่ามากจะถูก "สังเคราะห์" จากเสาอากาศที่แยกจากกันหลายตัวซึ่งวางอยู่เหนือพื้นที่ขนาดใหญ่ ความละเอียดของเครื่องมือ "สังเคราะห์" ดังกล่าวไม่ได้ถูกกำหนดโดยเส้นผ่านศูนย์กลางของเสาอากาศแต่ละอัน แต่โดยระยะห่างระหว่างพวกมัน - ฐานของเครื่องวัดคลื่นวิทยุ แน่นอนว่าต้องมีเสาอากาศอย่างน้อยสามเสาและไม่ควรอยู่ในแนวเส้นตรงเดียว มิฉะนั้น ความละเอียดของเรดิโออินเตอร์เฟอโรมิเตอร์จะไม่เท่ากันอย่างมาก มันจะสูงเฉพาะในทิศทางที่มีระยะห่างของเสาอากาศ ในทิศทางตามขวาง ความละเอียดจะยังคงถูกกำหนดโดยขนาดของเสาอากาศแต่ละอัน
ดาราศาสตร์วิทยุเริ่มพัฒนาไปตามเส้นทางนี้ตั้งแต่ช่วงต้นทศวรรษ 1970 ในช่วงเวลานี้ มีการสร้างอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์หลายเสาอากาศขนาดใหญ่จำนวนมากขึ้น บางส่วนมีเสาอากาศคงที่ในขณะที่บางส่วนสามารถเคลื่อนที่ไปตามพื้นผิวโลกเพื่อสังเกตการณ์ใน "การกำหนดค่า" ที่แตกต่างกัน อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ดังกล่าวสร้างแผนที่ "สังเคราะห์" ของแหล่งสัญญาณวิทยุที่มีความละเอียดสูงกว่ากล้องโทรทรรศน์วิทยุเดี่ยวมาก: ที่คลื่นเซนติเมตรจะมีความเร็วถึง 1 ส่วนโค้งวินาที และนี่เทียบได้กับความละเอียดของกล้องโทรทรรศน์ออปติกเมื่อสังเกตผ่านชั้นบรรยากาศของโลก

ระบบที่มีชื่อเสียงที่สุดของประเภทนี้ - "อาร์เรย์ขนาดใหญ่มาก" (อาร์เรย์ขนาดใหญ่มาก, VLA) - สร้างขึ้นในปี 1980 ที่หอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์วิทยุแห่งชาติของสหรัฐฯ เสาอากาศพาราโบลา 27 อัน แต่ละอันมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 25 ม. และหนัก 209 ตัน เคลื่อนที่ไปตามรางเรเดียลสามราง และสามารถเคลื่อนออกจากศูนย์กลางของอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ได้ไกลถึง 21 กม. ระบบอื่นๆ ยังใช้งานอยู่ในปัจจุบัน: Westerbork ในเนเธอร์แลนด์ (14 เสาอากาศที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 25 ม.), ATCA ในออสเตรเลีย (6 เสาอากาศๆ ละ 22 ม.), MERLIN ในสหราชอาณาจักร ระบบล่าสุดพร้อมกับเครื่องมืออีก 6 ชิ้นที่กระจายอยู่ทั่วประเทศ รวมถึงกล้องโทรทรรศน์ขนาด 76 เมตรที่มีชื่อเสียง ในรัสเซีย (ใน Buryatia) มีการสร้างอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วิทยุสุริยะไซบีเรีย - ระบบเสาอากาศพิเศษสำหรับการศึกษาปฏิบัติการของดวงอาทิตย์ในช่วงคลื่นวิทยุ
ในปี 1965 นักวิทยาศาสตร์โซเวียต L.I. Matveenko, น.ส. คาร์ดาเชฟ, G.B. Sholomitsky เสนอให้บันทึกข้อมูลอย่างอิสระบนเสาอากาศอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์แต่ละอัน จากนั้นประมวลผลร่วมกัน ราวกับจำลองปรากฏการณ์การรบกวนบนคอมพิวเตอร์ สิ่งนี้ทำให้สามารถกระจายเสาอากาศในระยะทางไกลโดยพลการ ดังนั้น วิธีการนี้จึงถูกเรียกว่า very long baseline radio interferometry (VLBI) และประสบความสำเร็จในการใช้งานมาตั้งแต่ต้นทศวรรษ 1970 ความยาวฐานการบันทึกที่ทำได้ในการทดลองคือ 12.2 พันกิโลเมตร และความละเอียดที่ความยาวคลื่นประมาณ 3 มม. ถึง 0.00008 '' - ลำดับความสำคัญสูงกว่ากล้องโทรทรรศน์ออปติกขนาดใหญ่สามลำดับ ไม่น่าเป็นไปได้ที่ผลลัพธ์นี้จะได้รับการปรับปรุงอย่างมีนัยสำคัญบนโลก เนื่องจากขนาดของฐานถูกจำกัดโดยเส้นผ่านศูนย์กลางของโลกของเรา
ขณะนี้การสังเกตอย่างเป็นระบบดำเนินการโดยเครือข่ายวิทยุอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์หลายเครือข่าย ในสหรัฐอเมริกา มีการสร้างระบบที่มีกล้องโทรทรรศน์วิทยุ 10 ตัวที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ย 25 ม. ซึ่งตั้งอยู่ในภาคพื้นทวีปของประเทศ บนหมู่เกาะฮาวายและเวอร์จิน ในยุโรป สำหรับการทดลอง VLBI กล้องโทรทรรศน์บอนน์ 100 เมตรและกล้องโทรทรรศน์ 32 เมตรในเมดิซีนา (อิตาลี), อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เมอร์ลิน, เวสเทอร์บอร์ก และเครื่องมืออื่นๆ ระบบนี้เรียกว่า EVN นอกจากนี้ยังมีเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุสำหรับการวัดโหราศาสตร์และมาตรศาสตร์ IVS ทั่วโลก และเมื่อเร็ว ๆ นี้ รัสเซียได้เริ่มใช้งานเครือข่ายอินเตอร์เฟอโรเมตริก "ควาซาร์" ของตนเองซึ่งมีเสาอากาศยาว 32 เมตรสามเสาที่ตั้งอยู่ในภูมิภาคเลนินกราด คอเคซัสเหนือ และบูเรียเทีย สิ่งสำคัญคือต้องสังเกตว่ากล้องโทรทรรศน์ไม่ได้เชื่อมต่อกับเครือข่าย VLBI อย่างแน่นหนา สามารถใช้แบบสแตนด์อโลนหรือสลับระหว่างเครือข่าย
อินเตอร์เฟอโรเมทรีพื้นฐานที่ยาวมากต้องการความแม่นยำในการวัดที่สูงมาก: จำเป็นต้องแก้ไขการกระจายเชิงพื้นที่ของสนามแม่เหล็กไฟฟ้าสูงสุดและต่ำสุดด้วยความแม่นยำเพียงเศษเสี้ยวของความยาวคลื่น นั่นคือ สำหรับคลื่นสั้นถึงเศษส่วนของเซนติเมตร และด้วยความแม่นยำสูงสุด ให้จดบันทึกจุดเวลาที่ทำการวัดบนเสาอากาศแต่ละอัน มาตรฐานความถี่อะตอมใช้เป็นนาฬิกาที่มีความแม่นยำสูงในการทดลอง VLBI แต่อย่าคิดว่าวิทยุอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ไม่มีข้อเสีย ตรงกันข้ามกับเสาอากาศแบบพาราโบลาทึบ รูปแบบทิศทางของอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์มีกลีบแคบๆ นับร้อยนับพันที่มีขนาดใกล้เคียงกัน แทนที่จะเป็นกลีบหลักเพียงกลีบเดียว การสร้างแผนผังแหล่งที่มาด้วยรูปแบบการแผ่รังสีนั้นเหมือนกับการแตะแป้นพิมพ์คอมพิวเตอร์ด้วยนิ้วที่ยื่นออกมา การฟื้นฟูภาพเป็นงานที่ซับซ้อนและยิ่งไปกว่านั้นคืองาน "ไม่ถูกต้อง" (นั่นคือ การเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในผลการวัด) ซึ่งนักดาราศาสตร์วิทยุได้เรียนรู้วิธีแก้ไข

ความสำเร็จของการวัดคลื่นวิทยุ
เครื่องวัดคลื่นวิทยุที่มีความละเอียดเชิงมุมหนึ่งในพันของส่วนโค้งวินาที "มอง" เข้าไปในบริเวณด้านในสุดของ "สัญญาณวิทยุ" ที่ทรงพลังที่สุดของจักรวาล - กาแลคซีวิทยุและควาซาร์ซึ่งเปล่งแสงในช่วงคลื่นวิทยุที่เข้มข้นกว่าหลายสิบล้านเท่า กาแลคซีธรรมดา เป็นไปได้ที่จะ "เห็น" ว่าเมฆพลาสมาถูกขับออกจากนิวเคลียสของกาแลคซีและควาซาร์อย่างไร เพื่อวัดความเร็วของการเคลื่อนที่ซึ่งกลายเป็นว่าใกล้เคียงกับความเร็วแสง มีการค้นพบสิ่งที่น่าสนใจมากมายในกาแล็กซีของเรา ในบริเวณใกล้เคียงของดาวฤกษ์อายุน้อย พบแหล่งที่มาของการปล่อยคลื่นวิทยุเมเซอร์ (เมเซอร์เป็นอะนาล็อกของเลเซอร์ออปติก แต่อยู่ในช่วงคลื่นวิทยุ) ในเส้นสเปกตรัมของน้ำ ไฮดรอกซิล (OH) และเมทานอล (CH 3 OH) โมเลกุล ในระดับจักรวาล แหล่งกำเนิดมีขนาดเล็กมาก - เล็กกว่าระบบสุริยะ จุดสว่างที่แยกจากกันบนแผนที่วิทยุที่ได้จากอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์อาจเป็นตัวอ่อนของดาวเคราะห์
แมสดังกล่าวถูกพบในกาแลคซีอื่นด้วย การเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของจุดแมเซอร์ในช่วงหลายปีที่สังเกตได้ในดาราจักร M33 ที่อยู่ใกล้เคียงในกลุ่มดาวสามเหลี่ยม เป็นครั้งแรกที่ทำให้สามารถประเมินความเร็วของการหมุนและการเคลื่อนที่ของมันบนท้องฟ้าได้โดยตรง การกระจัดที่วัดได้นั้นเล็กน้อยมาก ความเร็วของพวกมันน้อยกว่าความเร็วของหอยทากที่คลานไปตามพื้นผิวดาวอังคารหลายพันเท่าซึ่งผู้สังเกตการณ์บนโลกมองเห็นได้ การทดลองดังกล่าวยังห่างไกลเกินกว่าความสามารถของดาราศาสตร์เชิงแสง: มันเกินกำลังที่จะสังเกตเห็นการเคลื่อนไหวที่เหมาะสมของวัตถุแต่ละชิ้นในระยะห่างระหว่างกาแล็กซี ในที่สุด การสังเกตการณ์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกได้ให้หลักฐานใหม่สำหรับการมีอยู่ของหลุมดำมวลมหาศาล รอบแกนกลางของกาแลคซีที่ใช้งานอยู่ NGC 4258 มีการค้นพบกลุ่มของสสารที่เคลื่อนที่ในวงโคจรด้วยรัศมีไม่เกินสามปีแสง ในขณะที่ความเร็วของพวกมันสูงถึงหลายพันกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งหมายความว่ามวลของร่างกายส่วนกลางมีอย่างน้อยหนึ่งพันล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ และจะเป็นอย่างอื่นไปไม่ได้นอกจากหลุมดำ
ได้รับผลลัพธ์ที่น่าสนใจจำนวนหนึ่งจากวิธี VLBI ในการสังเกตการณ์ในระบบสุริยะ เรามาเริ่มกันที่การทดสอบสัมพัทธภาพทั่วไปเชิงปริมาณที่แม่นยำที่สุดจนถึงปัจจุบัน อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วัดความเบี่ยงเบนของคลื่นวิทยุในสนามโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ด้วยความแม่นยำร้อยละร้อย นี่เป็นลำดับความสำคัญที่แม่นยำกว่าการสังเกตด้วยแสงถึงสองลำดับ อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วิทยุทั่วโลกยังใช้ในการติดตามการเคลื่อนที่ของยานอวกาศที่ศึกษาดาวเคราะห์ดวงอื่นอีกด้วย การทดลองดังกล่าวเกิดขึ้นครั้งแรกในปี พ.ศ. 2528 เมื่อยาน "Vega-1" และ "-2" ของโซเวียตปล่อยบอลลูนขึ้นสู่ชั้นบรรยากาศของดาวศุกร์ การสังเกตการณ์ยืนยันการหมุนเวียนอย่างรวดเร็วของบรรยากาศดาวเคราะห์ด้วยความเร็วประมาณ 70 เมตร/วินาที นั่นคือ หนึ่งรอบโลกใน 6 วัน นี่เป็นข้อเท็จจริงที่น่าทึ่งที่ยังอธิบายไม่ได้
ในปี พ.ศ. 2547 การสังเกตการณ์ที่คล้ายกันซึ่งเกี่ยวข้องกับเครือข่ายกล้องโทรทรรศน์วิทยุ 18 ตัวในทวีปต่างๆ พร้อมกับการลงจอดของยานอวกาศ Huygens บนดวงจันทร์ไททันของดาวเสาร์ จากระยะทาง 1.2 พันล้านกิโลเมตร พวกเขาติดตามการเคลื่อนที่ของอุปกรณ์ในชั้นบรรยากาศของไททันด้วยความแม่นยำหลายสิบกิโลเมตร! ไม่เป็นที่ทราบกันอย่างกว้างขวางว่าเกือบครึ่งหนึ่งของข้อมูลทางวิทยาศาสตร์สูญหายระหว่างการยกพลขึ้นบกของ Huygens โพรบส่งข้อมูลผ่านสถานีแคสสินีซึ่งส่งไปยังดาวเสาร์ เพื่อความน่าเชื่อถือ มีช่องทางการส่งข้อมูลสำรองสองช่อง อย่างไรก็ตาม ไม่นานก่อนที่จะลงจอด มีการตัดสินใจที่จะส่งข้อมูลที่แตกต่างกันเกี่ยวกับพวกเขา แต่ในช่วงเวลาที่สำคัญที่สุด เนื่องจากความล้มเหลวที่ยังอธิบายไม่ได้ เครื่องรับบนยานแคสสินีเครื่องหนึ่งเปิดไม่ติด และภาพหายไปครึ่งหนึ่ง ข้อมูลเกี่ยวกับความเร็วลมในชั้นบรรยากาศของไททันซึ่งถูกส่งผ่านช่องสัญญาณที่ขาดการเชื่อมต่อก็หายไปเช่นกัน โชคดีที่ NASA สามารถเล่นได้อย่างปลอดภัย - การสืบเชื้อสายของ Huygens ถูกสังเกตจากโลกโดยเครื่องวัดคลื่นวิทยุทั่วโลก เห็นได้ชัดว่าสิ่งนี้จะบันทึกข้อมูลที่ขาดหายไปเกี่ยวกับพลวัตของชั้นบรรยากาศของไททัน ผลลัพธ์ของการทดลองนี้ยังคงได้รับการประมวลผลที่ European Joint Radio Interferometric Institute และอย่างไรก็ตาม Leonid Gurvits และ Sergey Pogrebenko เพื่อนร่วมชาติของเรากำลังทำสิ่งนี้อยู่

อนาคตของคลื่นวิทยุอินเตอร์เฟอโรเมทรี
อย่างน้อยในอีกครึ่งศตวรรษข้างหน้า สายการพัฒนาทั่วไปของดาราศาสตร์วิทยุจะเป็นการสร้างระบบการสังเคราะห์รูรับแสงที่ใหญ่ขึ้นกว่าเดิม เครื่องมือขนาดใหญ่ทั้งหมดที่ได้รับการออกแบบคืออินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ ดังนั้น บนที่ราบสูง Chajnantor ในชิลี ความพยายามร่วมกันของหลายประเทศในยุโรปและอเมริกาจึงเริ่มสร้างระบบเสาอากาศคลื่นมิลลิเมตร ALMA (Atacama Large Millimeter Array) โดยรวมแล้วจะมีเสาอากาศ 64 เสาที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 12 เมตรพร้อมช่วงความยาวคลื่นในการทำงานตั้งแต่ 0.35 ถึง 10 มม. ระยะทางที่ยาวที่สุดระหว่างเสาอากาศ ALMA จะอยู่ที่ 14 กม. เนื่องจากสภาพอากาศที่แห้งมากและระดับความสูง (5,100 ม.) ระบบจะสามารถสังเกตคลื่นที่สั้นกว่ามิลลิเมตร ในสถานที่อื่นและที่ระดับความสูงต่ำกว่านี้ไม่สามารถทำได้เนื่องจากการดูดซับรังสีดังกล่าวโดยไอน้ำในอากาศ การก่อสร้าง ALMA จะแล้วเสร็จภายในปี 2554



กล้องโทรทรรศน์วิทยุในปัจจุบันและอนาคตอันใกล้ทั้งบนโลกและอวกาศ
	โครงการ "Radioastron" เปิดตัวในปี 2550

LOFAR ระบบการสังเคราะห์รูรับแสงของยุโรปจะทำงานที่ความยาวคลื่นที่ยาวกว่ามาก - ตั้งแต่ 1.2 ถึง 10 ม. ซึ่งจะใช้งานได้ภายในสามปีข้างหน้า นี่เป็นโครงการที่น่าสนใจมาก: เพื่อลดต้นทุนจึงใช้เสาอากาศคงที่ที่ง่ายที่สุด - ปิรามิดแท่งโลหะสูงประมาณ 1.5 ม. พร้อมเครื่องขยายสัญญาณ แต่จะมีเสาอากาศ 25,000 ในระบบ พวกเขาจะรวมกันเป็นกลุ่มซึ่งจะวางไว้ทั่วฮอลแลนด์ตามรัศมีของ "ดาวห้าแฉกโค้ง" ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 350 กม. เสาอากาศแต่ละอันจะรับสัญญาณจากท้องฟ้าที่มองเห็นได้ทั้งหมด แต่การประมวลผลร่วมกันของคอมพิวเตอร์จะทำให้สามารถแยกแยะสัญญาณที่มาจากทิศทางที่นักวิทยาศาสตร์สนใจได้ ในกรณีนี้ รูปแบบทิศทางของอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เกิดจากวิธีการคำนวณล้วนๆ ความกว้างของความยาวคลื่นที่สั้นที่สุดคือ 1 ส่วนโค้งวินาที การทำงานของระบบจะต้องมีการคำนวณจำนวนมาก แต่สำหรับคอมพิวเตอร์ในปัจจุบันนี้เป็นงานที่ค่อนข้างเป็นไปได้ เพื่อแก้ปัญหานี้ IBM Blue Gene/L ซูเปอร์คอมพิวเตอร์ที่ทรงพลังที่สุดในยุโรปพร้อมโปรเซสเซอร์ 12,288 ตัวได้รับการติดตั้งในฮอลแลนด์เมื่อปีที่แล้ว นอกจากนี้ ด้วยการประมวลผลสัญญาณที่เหมาะสม (ต้องใช้กำลังคอมพิวเตอร์มากขึ้น) LOFAR จะสามารถสังเกตวัตถุหลายชิ้นหรือหลายชิ้นพร้อมกันได้!
แต่โครงการที่มีความทะเยอทะยานที่สุดในอนาคตอันใกล้คือ SKA (Square Kilometer Array) พื้นที่ทั้งหมดของเสาอากาศจะอยู่ที่ประมาณ 1 กม. 2 และราคาของเครื่องมือนี้อยู่ที่ประมาณหนึ่งพันล้านดอลลาร์ โครงการ SKA ยังอยู่ในช่วงเริ่มต้นของการพัฒนา ตัวเลือกการออกแบบหลักภายใต้การอภิปรายคือเสาอากาศนับพันที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายเมตรซึ่งทำงานในช่วงตั้งแต่ 3 มม. ถึง 5 ม. นอกจากนี้ครึ่งหนึ่งมีแผนที่จะติดตั้งบนไซต์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 5 กม. และ พักเพื่อกระจายไปในระยะทางมาก นักวิทยาศาสตร์จีนเสนอโครงการทางเลือก - กระจกคงที่ 8 ชิ้นที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 500 ม. ซึ่งแต่ละชิ้นคล้ายกับกล้องโทรทรรศน์ Arecibo มีการเสนอทะเลสาบแห้งที่เหมาะสมเพื่อเป็นที่อยู่อาศัย อย่างไรก็ตาม ในเดือนกันยายน จีนหลุดจากจำนวนประเทศที่เป็นคู่แข่งในการวางกล้องโทรทรรศน์ขนาดยักษ์ ตอนนี้การต่อสู้หลักจะเกิดขึ้นระหว่างออสเตรเลียและแอฟริกาใต้
ความเป็นไปได้ในการเพิ่มฐานของอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์แบบภาคพื้นดินนั้นหมดลงแล้ว อนาคตคือการเปิดตัวเสาอากาศอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ในอวกาศ ซึ่งไม่มีข้อจำกัดที่เกี่ยวข้องกับขนาดของโลกของเรา การทดลองดังกล่าวได้ดำเนินการไปแล้ว ในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2540 ดาวเทียม HALCA ของญี่ปุ่นได้เปิดตัวซึ่งทำงานจนถึงเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2546 และเสร็จสิ้นขั้นตอนแรกในการพัฒนาโครงการระหว่างประเทศ VSOP (VLBI Space Observatory Program - VLBI Space Observatory Program) ดาวเทียมมีเสาอากาศรูปร่มขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 8 เมตร และโคจรรอบโลกเป็นวงรีซึ่งมีฐานเป็นสามเท่าของเส้นผ่านศูนย์กลางของโลก ภาพถ่ายของแหล่งวิทยุนอกกาแล็กซีจำนวนมากได้รับด้วยความละเอียดหนึ่งในพันของส่วนโค้งวินาที ขั้นตอนต่อไปของการทดลองสเปซอินเตอร์เฟอโรเมทรี VSOP-2 มีกำหนดจะเริ่มในปี 2554-2555 เครื่องมือประเภทนี้กำลังถูกสร้างขึ้นภายใต้กรอบของโครงการ Radioastron โดยศูนย์อวกาศและอวกาศของสถาบันกายภาพ พี.เอ็น. Lebedev RAS ร่วมกับนักวิทยาศาสตร์จากประเทศอื่นๆ ดาวเทียม Radioastron จะมีกระจกพาราโบลาที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 ม. ในระหว่างการปล่อย มันจะอยู่ในสภาพพับ และหลังจากเข้าสู่วงโคจร มันจะหมุนกลับ Radioastron จะติดตั้งเครื่องรับหลายความยาวคลื่น - ตั้งแต่ 1.2 ถึง 92 ซม. กล้องโทรทรรศน์วิทยุใน Pushchino (รัสเซีย), Canberra (ออสเตรเลีย) และ Green Bank (USA) จะใช้เป็นเสาอากาศภาคพื้นดินของ Space Interferometer วงโคจรของดาวเทียมจะยาวออกไปมาก โดยมีจุดสูงสุดอยู่ที่ 350,000 กม. ด้วยฐานอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ที่ความยาวคลื่นสั้นที่สุด จะสามารถรับภาพของแหล่งสัญญาณวิทยุและวัดพิกัดด้วยความแม่นยำ 8 ล้านส่วนโค้งวินาที สิ่งนี้จะทำให้สามารถมองเข้าไปในบริเวณใกล้เคียงของนิวเคลียสของดาราจักรวิทยุและหลุมดำได้ ลึกเข้าไปในบริเวณการก่อตัวของดาวอายุน้อยในดาราจักร

ผู้เขียนเนื้อหา: Mikhail Prokhorov, Doctor of Physical and Mathematical Sciences และ Georgy Rudnitsky, Candidate of Physical and Mathematical Sciences Magazine "Around the World": กล้องโทรทรรศน์ที่กระตือรือร้นที่สุด

นักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเซียกำลังพัฒนากล้องโทรทรรศน์วิทยุอวกาศขั้นสูงสำหรับการทำงานในช่วงมิลลิเมตรและมิลลิเมตรย่อย นั่นคือมิลลิเมตรอน กระจกของเครื่องมือนี้จะถูกทำให้เย็นลงด้วยฮีเลียมเหลวถึง 4 เคลวิน (-269°C) เพื่อลดสัญญาณรบกวนจากความร้อนและปรับปรุงความไว มีการพิจารณาตัวเลือกมากมายสำหรับการทำงานของอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์นี้ตามโครงร่าง "Space-to-Earth" และ "Space-to-Space" (ระหว่างกล้องโทรทรรศน์สองตัวบนดาวเทียม) อุปกรณ์สามารถส่งไปยังวงโคจรยาวเช่นเดียวกับในโครงการ Radioastron หรือไปยังจุด Lagrange ของระบบดวงอาทิตย์-โลก ที่ระยะ 1.5 ล้านกม. ในทิศทางต่อต้านดวงอาทิตย์จากโลก (ไกลกว่า 4 เท่า กว่าพระจันทร์) ในรุ่นหลัง ที่ความยาวคลื่น 0.35 มม. Cosmos-Earth interferometer จะให้ความละเอียดเชิงมุมสูงถึง 45 พันล้านเศษส่วนของส่วนโค้งวินาที!

การใช้ VLBI สำหรับโลก

วิธีการอินเตอร์เฟอโรเมทรีของคลื่นวิทยุยังมีการใช้งานจริงอย่างแท้จริง - ไม่ไร้ประโยชน์ ตัวอย่างเช่น ในเซนต์ปีเตอร์สเบิร์ก สถาบันดาราศาสตร์ประยุกต์แห่งราชบัณฑิตยสถานวิทยาศาสตร์แห่งรัสเซีย เกี่ยวข้องกับหัวข้อนี้ การสังเกตการณ์ VLBI ทำให้ไม่เพียงระบุพิกัดของแหล่งสัญญาณวิทยุด้วยความแม่นยำ 1 หมื่นส่วนโค้งวินาทีเท่านั้น แต่ยังสามารถวัดตำแหน่งของกล้องโทรทรรศน์วิทยุบนโลกได้ด้วยความแม่นยำมากกว่า 1 มิลลิเมตร สิ่งนี้ทำให้สามารถติดตามความผันแปรของการหมุนของโลกและการเคลื่อนที่ของเปลือกโลกได้ด้วยความแม่นยำสูงสุด ตัวอย่างเช่น การใช้ VLBI ทำให้การเคลื่อนที่ของทวีปได้รับการยืนยันจากการทดลอง วันนี้การลงทะเบียนของการเคลื่อนไหวดังกล่าวได้กลายเป็นเรื่องปกติ การสังเกตการณ์ทางอินเตอร์เฟอโรเมตริกของดาราจักรวิทยุระยะไกลได้เข้าสู่คลังแสงของธรณีฟิสิกส์อย่างแน่นหนาพร้อมกับเสียงแผ่นดินไหวของโลก ต้องขอบคุณพวกเขาการกระจัดเป็นระยะของสถานีที่สัมพันธ์กันซึ่งเกิดจากการเสียรูปของเปลือกโลกจึงได้รับการบันทึกอย่างน่าเชื่อถือ ยิ่งไปกว่านั้น ไม่เพียงแต่น้ำขึ้นน้ำลงของโซลิดสเตตที่วัดได้ในระยะยาว (เป็นครั้งแรกที่บันทึกโดยวิธี VLBI) แต่ยังมีการสังเกตการโก่งตัวที่เกิดขึ้นภายใต้อิทธิพลของการเปลี่ยนแปลงความกดอากาศ น้ำหนักของน้ำในมหาสมุทร และ น้ำหนักของน้ำใต้ดิน
เพื่อกำหนดพารามิเตอร์ของการหมุนของโลกในโลก การสำรวจแหล่งวิทยุท้องฟ้าทุกวันดำเนินการโดยประสานงานโดย International VLBI Service for Astrometry and Geodesy IVS โดยเฉพาะอย่างยิ่งข้อมูลที่ได้รับจะใช้เพื่อตรวจจับการเลื่อนของระนาบวงโคจรของดาวเทียมของระบบกำหนดตำแหน่งทั่วโลก GPS หากไม่มีการแนะนำการแก้ไขที่เหมาะสมที่ได้จากการสังเกต VLBI ข้อผิดพลาดในการกำหนดลองจิจูดในระบบ GPS จะเป็นลำดับความสำคัญที่ใหญ่กว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน ในแง่หนึ่ง VLBI มีบทบาทเดียวกันกับการนำทางด้วย GPS ซึ่งโครโนมิเตอร์ทางทะเลที่แม่นยำใช้สำหรับการนำทางด้วยดาวในศตวรรษที่ 18 ความรู้ที่ถูกต้องเกี่ยวกับพารามิเตอร์ของการหมุนของโลกก็เป็นสิ่งจำเป็นเช่นกันสำหรับการนำทางสถานีอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ให้ประสบความสำเร็จ

Leonid Petrov ศูนย์การบินอวกาศ ก็อดดาร์ด, นาซ่า

→

กล้องโทรทรรศน์วิทยุเป็นกล้องโทรทรรศน์ประเภทหนึ่งที่ใช้ศึกษาการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุ ช่วยให้สามารถศึกษาการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุทางดาราศาสตร์ในช่วงความถี่พาหะตั้งแต่ 10 MHz ถึง 10 GHz ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ นักวิทยาศาสตร์สามารถรับการแผ่คลื่นวิทยุของวัตถุได้เอง และศึกษาลักษณะของวัตถุ เช่น พิกัดของแหล่งกำเนิด โครงสร้างเชิงพื้นที่ ความเข้มของรังสี ตลอดจนสเปกตรัมและโพลาไรเซชันจากข้อมูลที่ได้รับ

เป็นครั้งแรกที่รังสีในอวกาศถูกค้นพบในปี 1931 โดย Karl Jansky วิศวกรวิทยุชาวอเมริกัน ในขณะที่ศึกษาการรบกวนทางวิทยุในชั้นบรรยากาศ แจนสกีได้ค้นพบสัญญาณรบกวนวิทยุอย่างต่อเนื่อง ในเวลานั้น นักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถอธิบายที่มาของมันได้อย่างแน่ชัดและระบุแหล่งที่มากับทางช้างเผือกได้ กล่าวคือ ศูนย์กลางของมันซึ่งเป็นที่ตั้งของใจกลางกาแล็กซี ในช่วงต้นทศวรรษที่ 1940 งานของ Jansky ยังคงดำเนินต่อไปและมีส่วนในการพัฒนาดาราศาสตร์วิทยุต่อไป

กล้องโทรทรรศน์วิทยุประกอบด้วยระบบเสาอากาศ เครื่องวัดรังสี และอุปกรณ์บันทึกภาพ เครื่องวัดรังสีเป็นอุปกรณ์รับที่วัดพลังของรังสีความเข้มต่ำในช่วงคลื่นวิทยุ (ความยาวคลื่นตั้งแต่ 0.1 มม. ถึง 1,000 ม.) กล่าวอีกนัยหนึ่ง กล้องโทรทรรศน์วิทยุอยู่ในตำแหน่งที่มีความถี่ต่ำที่สุดเมื่อเทียบกับเครื่องมืออื่นๆ ที่ศึกษาการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (เช่น กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ เป็นต้น)

สายอากาศเป็นอุปกรณ์สำหรับรวบรวมการแผ่คลื่นวิทยุจากวัตถุท้องฟ้า ลักษณะพิเศษของเสาอากาศคือ: ความไว (นั่นคือสัญญาณขั้นต่ำที่เป็นไปได้ในการตรวจจับ) รวมถึงความละเอียดเชิงมุม (นั่นคือความสามารถในการแยกรังสีจากแหล่งวิทยุหลายแห่งที่อยู่ใกล้กัน)

สิ่งสำคัญคือกล้องโทรทรรศน์วิทยุต้องมีความไวแสงสูงและมีความละเอียดที่ดี เนื่องจากสิ่งนี้ทำให้สามารถสังเกตรายละเอียดเชิงพื้นที่ขนาดเล็กของวัตถุที่กำลังศึกษาได้ DP ความหนาแน่นของฟลักซ์ขั้นต่ำซึ่งถูกบันทึกถูกกำหนดโดยความสัมพันธ์:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
โดยที่ P คือพลังเสียงรบกวนที่แท้จริงของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ S คือพื้นที่ที่มีประสิทธิภาพของเสาอากาศ Df คือแถบความถี่ที่ได้รับ t คือเวลาสะสมสัญญาณ

สายอากาศที่ใช้ในกล้องโทรทรรศน์วิทยุสามารถแบ่งออกเป็นประเภทหลักๆ ได้หลายประเภท (การจำแนกจะขึ้นอยู่กับช่วงความยาวคลื่นและวัตถุประสงค์):
เสาอากาศแบบเต็มรูรับแสง:เสาอากาศพาราโบลา (ใช้สำหรับการสังเกตที่คลื่นสั้น ติดตั้งบนอุปกรณ์หมุน) กล้องโทรทรรศน์วิทยุพร้อมกระจกทรงกลม (ช่วงคลื่นสูงถึง 3 ซม. เสาอากาศคงที่ การเคลื่อนที่ในอวกาศของลำแสงเสาอากาศดำเนินการโดยการฉายรังสีส่วนต่าง ๆ ของกระจก ), กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Kraus (ความยาวคลื่น 10 ซม. ; กระจกทรงกลมที่อยู่นิ่งในแนวตั้ง ซึ่งการแผ่รังสีของแหล่งกำเนิดถูกกำกับโดยใช้กระจกแบนที่ตั้งไว้ที่มุมหนึ่ง), เสาอากาศปริทรรศน์ (ขนาดเล็กในแนวตั้งและใหญ่ในแนวนอน ทิศทาง);
เสาอากาศรูรับแสงเปล่า(สองประเภทขึ้นอยู่กับวิธีการสร้างภาพ: การสังเคราะห์ตามลำดับ, การสังเคราะห์รูรับแสง - ดูด้านล่าง) เครื่องมือที่ง่ายที่สุดของประเภทนี้คือเรดิโออินเตอร์เฟอโรมิเตอร์อย่างง่าย (ระบบเชื่อมต่อระหว่างกล้องโทรทรรศน์วิทยุสองตัวสำหรับการสังเกตการณ์แหล่งวิทยุพร้อมกัน: มีความละเอียดสูงกว่า เช่น: อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์การสังเคราะห์รูรับแสงในเคมบริดจ์ ประเทศอังกฤษ ความยาวคลื่น 21 ซม.) เสาอากาศประเภทอื่นๆ: ครอส (มิลส์ครอสที่มีการสังเคราะห์แบบอนุกรมใน Molongo, ออสเตรเลีย, ความยาวคลื่น 73.5 ซม.), วงแหวน (เครื่องมือประเภทการสังเคราะห์แบบซีเควนเชียลใน Kalgoor, ออสเตรเลีย, ความยาวคลื่น 375 ซม.), อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์แบบผสม (อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ที่มีการสังเคราะห์รูรับแสงใน Flers , ออสเตรเลีย, ความยาวคลื่น 21).

การทำงานที่แม่นยำที่สุดคือเสาอากาศพาราโบลาแบบหมุนเต็ม ในกรณีของการใช้งานความไวของกล้องโทรทรรศน์จะเพิ่มขึ้นเนื่องจากเสาอากาศดังกล่าวสามารถชี้นำไปยังจุดใดก็ได้บนท้องฟ้าโดยสะสมสัญญาณจากแหล่งวิทยุ กล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวแยกสัญญาณของแหล่งกำเนิดจักรวาลออกจากพื้นหลังของเสียงต่างๆ กระจกจะสะท้อนคลื่นวิทยุซึ่งถูกโฟกัสและจับโดยเครื่องฉายรังสี เครื่องฉายรังสีเป็นไดโพลแบบครึ่งคลื่นที่ได้รับรังสีตามความยาวคลื่นที่กำหนด ปัญหาหลักในการใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุกับกระจกพาราโบลาคือกระจกจะเปลี่ยนรูปภายใต้แรงโน้มถ่วงระหว่างการหมุน ด้วยเหตุนี้ในกรณีที่เส้นผ่านศูนย์กลางเพิ่มขึ้นสูงกว่าประมาณ 150 ม. ความเบี่ยงเบนในการวัดจะเพิ่มขึ้น อย่างไรก็ตาม มีกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่มากที่ใช้งานได้สำเร็จมาหลายปีแล้ว

บางครั้งสำหรับการสังเกตการณ์ที่ประสบความสำเร็จมากขึ้น จะใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุหลายตัวติดตั้งในระยะห่างจากกัน ระบบดังกล่าวเรียกว่าเรดิโออินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ (ดูด้านบน) หลักการของการทำงานคือการวัดและบันทึกการสั่นของสนามแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งเกิดจากรังสีแต่ละเส้นบนพื้นผิวของกระจกหรือจุดอื่นที่ลำแสงเดียวกันผ่าน หลังจากนั้นบันทึกจะถูกเพิ่มโดยคำนึงถึงการเปลี่ยนเฟส

หากสร้างอาร์เรย์สายอากาศไม่ต่อเนื่องกัน แต่เว้นระยะห่างกันในระยะที่มากพอ จะได้กระจกเงาที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางขนาดใหญ่ ระบบดังกล่าวทำงานบนหลักการของ "การสังเคราะห์รูรับแสง" ในกรณีนี้ ความละเอียดจะพิจารณาจากระยะห่างระหว่างเสาอากาศ ไม่ใช่เส้นผ่านศูนย์กลาง ดังนั้นระบบนี้จึงไม่อนุญาตให้สร้างเสาอากาศขนาดใหญ่ แต่ต้องมีอย่างน้อยสามเสาซึ่งอยู่ในช่วงเวลาหนึ่ง หนึ่งในระบบที่มีชื่อเสียงที่สุดของประเภทนี้คือ VLA (อาร์เรย์ขนาดใหญ่มาก) อาร์เรย์นี้ตั้งอยู่ในรัฐนิวเม็กซิโกของสหรัฐอเมริกา "Very Large Grid" ถูกสร้างขึ้นในปี 1981 ระบบประกอบด้วยเสาอากาศพาราโบลาที่หมุนได้ทั้งหมด 27 เสา ซึ่งอยู่ตามเส้นสองเส้นที่สร้างตัวอักษร “V” เส้นผ่านศูนย์กลางของเสาอากาศแต่ละอันสูงถึง 25 เมตร เสาอากาศแต่ละตัวสามารถรับหนึ่งใน 72 ตำแหน่งโดยเคลื่อนที่ไปตามรางรถไฟ VLA มีความไวเทียบเท่ากับเสาอากาศที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 136 กิโลเมตร และเหนือกว่าระบบออปติกที่ดีที่สุดในแง่ของความละเอียดเชิงมุม ไม่ใช่เรื่องบังเอิญที่ VLA ถูกนำมาใช้ในการค้นหาน้ำบนดาวพุธ โคโรนาวิทยุรอบๆ ดาวฤกษ์ และปรากฏการณ์อื่นๆ

จากการออกแบบ กล้องโทรทรรศน์วิทยุมักเปิดอยู่ แม้ว่าในบางกรณี เพื่อป้องกันกระจกจากเหตุการณ์สภาพอากาศ (การเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิและแรงลม) กล้องโทรทรรศน์จะอยู่ภายในโดม: แบบทึบ (หอดูดาว Highstack, กล้องโทรทรรศน์วิทยุ 37 ม.) หรือมีหน้าต่างบานเลื่อน (11 ม. กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่ Kitt Peak สหรัฐอเมริกา)

ในปัจจุบัน โอกาสของการใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุอยู่ที่ความจริงที่ว่าพวกมันทำให้สามารถสร้างการสื่อสารระหว่างเสาอากาศที่ตั้งอยู่ในประเทศต่างๆ และแม้แต่ในทวีปต่างๆ ระบบดังกล่าวเรียกว่า very long baseline radio interferometer (VLBI) เครือข่ายกล้องโทรทรรศน์ 18 ตัวถูกใช้ในปี 2547 เพื่อตรวจสอบการลงจอดของ Huygens บนดวงจันทร์ไททันของดาวเสาร์ การออกแบบระบบ ALMA ซึ่งประกอบด้วยเสาอากาศ 64 เสา กำลังดำเนินการอยู่ โอกาสในอนาคตคือการเปิดตัวเสาอากาศอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ในอวกาศ

หลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ

2.1.1 กล้องโทรทรรศน์วิทยุประกอบด้วยสององค์ประกอบหลัก: อุปกรณ์เสาอากาศและอุปกรณ์รับสัญญาณที่มีความไวสูง - เครื่องวัดรังสี Radiometer ขยายคลื่นวิทยุที่ได้รับจากเสาอากาศและแปลงเป็นรูปแบบที่สะดวกสำหรับการบันทึกและประมวลผล

การออกแบบเสาอากาศของกล้องโทรทรรศน์วิทยุมีความหลากหลายมาก เนื่องจากช่วงความยาวคลื่นที่ใช้ในดาราศาสตร์วิทยุมีช่วงกว้างมาก (ตั้งแต่ 0.1 มม. ถึง 1,000 ม.) เสาอากาศของกล้องโทรทรรศน์วิทยุที่รับคลื่น mm, cm, dm และ meter มักจะเป็นตัวสะท้อนแสงแบบพาราโบลา ซึ่งคล้ายกับกระจกของตัวสะท้อนแสงทั่วไป มีการติดตั้งเครื่องฉายรังสีที่จุดโฟกัสของพาราโบลาลอยด์ ซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่รวบรวมการปล่อยคลื่นวิทยุซึ่งกระจกส่องไปที่มัน เครื่องฉายรังสีจะส่งพลังงานที่ได้รับไปยังอินพุตของเครื่องวัดรังสี และหลังจากขยายและตรวจจับแล้ว สัญญาณจะถูกบันทึกลงในเทปของเครื่องมือวัดทางไฟฟ้าที่บันทึกได้เอง ในกล้องโทรทรรศน์วิทยุสมัยใหม่ สัญญาณแอนะล็อกจากเอาต์พุตของเรดิโอมิเตอร์จะถูกแปลงเป็นดิจิตอลและบันทึกลงในฮาร์ดดิสก์ในรูปแบบของไฟล์หนึ่งไฟล์หรือหลายไฟล์

ในการกำหนดทิศทางเสาอากาศไปยังพื้นที่ของท้องฟ้าที่กำลังศึกษาอยู่ พวกมันมักจะติดตั้งบนฐานราบที่ให้การหมุนในแนวราบและระดับความสูง (เสาอากาศแบบหมุนเต็ม) นอกจากนี้ยังมีเสาอากาศที่อนุญาตให้มีการหมุนจำกัดเท่านั้น และแม้กระทั่งอยู่นิ่งสนิท ทิศทางของการรับสัญญาณในเสาอากาศประเภทหลัง (โดยปกติจะมีขนาดใหญ่มาก) ทำได้โดยการเลื่อนฟีดซึ่งรับรู้ถึงการปล่อยคลื่นวิทยุที่สะท้อนจากเสาอากาศ

2.1.2 หลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุคล้ายกับโฟโตมิเตอร์มากกว่ากล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง กล้องโทรทรรศน์วิทยุไม่สามารถสร้างภาพได้โดยตรง แต่จะวัดพลังงานของรังสีที่มาจากทิศทางที่กล้อง "มอง" เท่านั้น ดังนั้น เพื่อให้ได้ภาพของแหล่งกำเนิดขยาย กล้องโทรทรรศน์วิทยุจึงต้องวัดความสว่างที่แต่ละจุด

เนื่องจากการเลี้ยวเบนของคลื่นวิทยุโดยรูรับแสงของกล้องโทรทรรศน์ การวัดทิศทางไปยังแหล่งกำเนิดจุดจึงเกิดข้อผิดพลาด ซึ่งกำหนดโดยรูปแบบเสาอากาศและกำหนดข้อจำกัดพื้นฐานเกี่ยวกับความละเอียดของเครื่องมือ:

ความยาวคลื่นอยู่ที่ไหนและเส้นผ่านศูนย์กลางรูรับแสง ความละเอียดสูงช่วยให้คุณสังเกตรายละเอียดเชิงพื้นที่ที่ละเอียดยิ่งขึ้นของวัตถุที่กำลังศึกษา หากต้องการปรับปรุงความละเอียด ให้ลดความยาวคลื่นหรือเพิ่มรูรับแสง อย่างไรก็ตาม การใช้ความยาวคลื่นสั้นจะเพิ่มข้อกำหนดสำหรับคุณภาพของพื้นผิวกระจก ดังนั้นพวกเขามักจะไปตามเส้นทางของการเพิ่มรูรับแสง การเพิ่มรูรับแสงยังช่วยปรับปรุงคุณสมบัติที่สำคัญอีกประการหนึ่ง นั่นคือ ความไวแสง กล้องโทรทรรศน์วิทยุต้องมีความไวสูงเพื่อตรวจหาแหล่งที่มาที่จางที่สุดได้อย่างน่าเชื่อถือ ความไวถูกกำหนดโดยระดับความผันผวนของความหนาแน่นฟลักซ์:

โดยที่พลังสัญญาณรบกวนภายในของกล้องโทรทรรศน์วิทยุคือพื้นที่ที่มีประสิทธิภาพ (พื้นผิวการรวบรวม) ของเสาอากาศ คือแถบความถี่ และเป็นเวลาสะสมสัญญาณ เพื่อเพิ่มความไวของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ พื้นผิวการเก็บของพวกมันจะเพิ่มขึ้น และใช้ตัวรับสัญญาณและแอมพลิฟายเออร์ที่มีสัญญาณรบกวนต่ำซึ่งอิงจากมาสเซอร์ แอมพลิฟายเออร์พาราเมตริก ฯลฯ

กล้องโทรทรรศน์เป็นเครื่องมือทางแสงที่ไม่เหมือนใครซึ่งออกแบบมาเพื่อสังเกตวัตถุท้องฟ้า การใช้เครื่องมือช่วยให้เราสามารถพิจารณาวัตถุที่หลากหลาย ไม่เพียงแต่วัตถุที่อยู่ใกล้เราเท่านั้น แต่ยังรวมถึงวัตถุที่อยู่ห่างจากโลกของเราหลายพันปีแสงด้วย กล้องโทรทรรศน์คืออะไรและใครเป็นผู้คิดค้น

นักประดิษฐ์คนแรก

กล้องส่องทางไกลปรากฏในศตวรรษที่สิบเจ็ด อย่างไรก็ตาม จนถึงทุกวันนี้ก็ยังมีข้อถกเถียงกันอยู่ว่าใครเป็นคนคิดค้นกล้องโทรทรรศน์เป็นคนแรก นั่นคือ Galileo หรือ Lippershey ข้อพิพาทเหล่านี้เกี่ยวข้องกับข้อเท็จจริงที่ว่านักวิทยาศาสตร์ทั้งสองกำลังพัฒนาอุปกรณ์ออปติกในเวลาเดียวกัน

ในปี ค.ศ. 1608 Lippershey ได้พัฒนาแว่นตาสำหรับชนชั้นสูง เพื่อให้มองเห็นวัตถุที่อยู่ไกลในระยะใกล้ได้ ขณะนี้การเจรจาทางทหารกำลังดำเนินอยู่ กองทัพชื่นชมประโยชน์ของการพัฒนาอย่างรวดเร็วและแนะนำว่า Lippershey ไม่มอบหมายลิขสิทธิ์ให้กับอุปกรณ์ แต่แก้ไขเพื่อให้สามารถมองเห็นได้ด้วยสองตา นักวิทยาศาสตร์เห็นด้วย

การพัฒนาใหม่ของนักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถเก็บเป็นความลับได้: ข้อมูลเกี่ยวกับมันถูกตีพิมพ์ในสื่อสิ่งพิมพ์ท้องถิ่น นักข่าวในสมัยนั้นเรียกอุปกรณ์นี้ว่าขอบเขตการตรวจจับ ใช้เลนส์สองตัวซึ่งทำให้สามารถขยายวัตถุและวัตถุได้ จากปี 1609 ท่อที่เพิ่มขึ้นสามเท่าถูกขายพร้อมกำลังและหลักในปารีส ตั้งแต่ปีนี้ ข้อมูลใด ๆ เกี่ยวกับ Lippershey จะหายไปจากประวัติศาสตร์ และข้อมูลเกี่ยวกับนักวิทยาศาสตร์คนอื่นและการค้นพบใหม่ของเขาก็ปรากฏขึ้น

ในช่วงเวลาเดียวกัน กาลิเลโอชาวอิตาลีกำลังทำการบดเลนส์ ในปี 1609 เขานำเสนอการพัฒนาใหม่ต่อสังคม - กล้องโทรทรรศน์ที่เพิ่มขึ้นสามเท่า กล้องโทรทรรศน์ของกาลิเลโอมีคุณภาพของภาพที่สูงกว่าหลอดของลิปเปอร์ชีย์ มันเป็นผลิตผลของนักวิทยาศาสตร์ชาวอิตาลีที่ได้รับชื่อ "กล้องโทรทรรศน์"

ในศตวรรษที่ 17 กล้องโทรทรรศน์ถูกสร้างขึ้นโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวดัตช์ แต่คุณภาพของภาพไม่ดี และมีเพียงกาลิเลโอเท่านั้นที่สามารถพัฒนาเทคนิคการบดเลนส์ซึ่งทำให้สามารถขยายวัตถุได้อย่างชัดเจน เขาสามารถเพิ่มได้ยี่สิบเท่าซึ่งเป็นความก้าวหน้าทางวิทยาศาสตร์อย่างแท้จริงในสมัยนั้น จากสิ่งนี้จึงเป็นไปไม่ได้ที่จะบอกว่าใครเป็นผู้ประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์: หากตามเวอร์ชันอย่างเป็นทางการ กาลิเลโอเป็นผู้แนะนำให้โลกรู้จักอุปกรณ์ที่เขาเรียกว่ากล้องโทรทรรศน์ และหากคุณดูเวอร์ชันของการพัฒนากล้องโทรทรรศน์ อุปกรณ์ออพติคัลสำหรับขยายวัตถุ จากนั้น Lippershey เป็นคนแรก

การสังเกตท้องฟ้าครั้งแรก

หลังจากการกำเนิดของกล้องโทรทรรศน์ตัวแรก การค้นพบที่ไม่เหมือนใครได้เกิดขึ้น กาลิเลโอใช้การพัฒนาของเขาเพื่อติดตามวัตถุท้องฟ้า เขาเป็นคนแรกที่มองเห็นและวาดภาพหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ จุดบนดวงอาทิตย์ และยังพิจารณาดาวฤกษ์ทางช้างเผือก ซึ่งเป็นดาวบริวารของดาวพฤหัสบดีด้วย กล้องโทรทรรศน์ของกาลิเลโอทำให้เห็นวงแหวนของดาวเสาร์ เพื่อเป็นข้อมูลของคุณ ในโลกนี้ยังมีกล้องโทรทรรศน์ที่ทำงานบนหลักการเดียวกับอุปกรณ์ของกาลิเลโอ ตั้งอยู่ที่หอดูดาวยอร์ก อุปกรณ์ดังกล่าวมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 102 เซนติเมตร และทำหน้าที่นักวิทยาศาสตร์ติดตามวัตถุท้องฟ้าเป็นประจำ

กล้องโทรทรรศน์สมัยใหม่

ตลอดหลายศตวรรษที่ผ่านมา นักวิทยาศาสตร์ได้เปลี่ยนแปลงอุปกรณ์ของกล้องโทรทรรศน์อย่างต่อเนื่อง พัฒนาแบบจำลองใหม่ และปรับปรุงปัจจัยการขยาย เป็นผลให้สามารถสร้างกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กและขนาดใหญ่โดยมีวัตถุประสงค์ที่แตกต่างกัน

วัตถุขนาดเล็กมักจะใช้สำหรับการสังเกตวัตถุอวกาศที่บ้านเช่นเดียวกับการสังเกตวัตถุอวกาศที่อยู่ใกล้เคียง อุปกรณ์ขนาดใหญ่ช่วยให้คุณดูและถ่ายภาพเทห์ฟากฟ้าที่อยู่ห่างจากโลกหลายพันปีแสง

ประเภทของกล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์มีหลายประเภท:

มิเรอร์
เลนส์.
โรคต้อกระจก

ตัวหักเหของแสงกาลิเลียนจัดอยู่ในประเภทตัวหักเหของเลนส์ อุปกรณ์ประเภทสะท้อนแสงเรียกว่าอุปกรณ์มิเรอร์ กล้องโทรทรรศน์ catadioptric คืออะไร? นี่คือการพัฒนาสมัยใหม่ที่ไม่เหมือนใครซึ่งรวมเลนส์และอุปกรณ์กระจกเข้าไว้ด้วยกัน

กล้องโทรทรรศน์เลนส์

กล้องโทรทรรศน์มีบทบาทสำคัญในดาราศาสตร์: ช่วยให้คุณเห็นดาวหาง ดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ และวัตถุอวกาศอื่นๆ หนึ่งในการพัฒนาแรก ๆ คืออุปกรณ์เลนส์

กล้องโทรทรรศน์ทุกตัวมีเลนส์ นี่คือส่วนหลักของอุปกรณ์ใดๆ มันหักเหแสงและรวบรวมพวกเขาที่จุดที่เรียกว่าจุดโฟกัส มันอยู่ในนั้นที่สร้างภาพของวัตถุ ช่องมองภาพใช้สำหรับดูภาพ

เลนส์ถูกวางไว้เพื่อให้ช่องมองภาพและโฟกัสตรงกัน ในรุ่นปัจจุบัน เลนส์ใกล้ตาแบบเคลื่อนย้ายได้ถูกนำมาใช้เพื่อการสังเกตที่สะดวกผ่านกล้องโทรทรรศน์ ช่วยปรับความคมชัดของภาพ

กล้องโทรทรรศน์ทั้งหมดมีความคลาดเคลื่อน - การบิดเบือนของวัตถุที่เป็นปัญหา เลนส์กล้องโทรทรรศน์มีการบิดเบือนหลายอย่าง: สี (รังสีสีแดงและสีน้ำเงินถูกบิดเบือน) และความคลาดเคลื่อนทรงกลม

รุ่นกระจก

กล้องโทรทรรศน์แบบกระจกเรียกว่าตัวสะท้อนแสง มีการติดตั้งกระจกทรงกลมซึ่งรวบรวมลำแสงและสะท้อนแสงโดยใช้กระจกส่องไปที่ช่องมองภาพ ความคลาดเคลื่อนของสีไม่ใช่ลักษณะเฉพาะของรุ่นกระจก เนื่องจากแสงไม่หักเห อย่างไรก็ตาม เครื่องมือที่ใช้กระจกมีความคลาดเคลื่อนทรงกลม ซึ่งจำกัดขอบเขตการมองเห็นของกล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์กราฟิกใช้โครงสร้างที่ซับซ้อน กระจกที่มีพื้นผิวที่ซับซ้อนซึ่งแตกต่างจากทรงกลม

แม้จะมีความซับซ้อนของการออกแบบ แต่รุ่นกระจกนั้นพัฒนาได้ง่ายกว่าเลนส์รุ่นเดียวกัน ดังนั้นประเภทนี้จึงเป็นเรื่องธรรมดา เส้นผ่านศูนย์กลางที่ใหญ่ที่สุดของกล้องโทรทรรศน์แบบกระจกคือมากกว่าสิบเจ็ดเมตร ในดินแดนของรัสเซียอุปกรณ์ที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลางหกเมตร เป็นเวลาหลายปีที่ถือว่าใหญ่ที่สุดในโลก

ข้อมูลจำเพาะของกล้องโทรทรรศน์

หลายคนซื้ออุปกรณ์ออพติคัลเพื่อสังเกตการณ์อวกาศ เมื่อเลือกอุปกรณ์ สิ่งสำคัญคือต้องรู้ว่ากล้องโทรทรรศน์คืออะไร แต่ยังต้องรู้ว่ากล้องนั้นมีลักษณะอย่างไร

เพิ่มขึ้น. ความยาวโฟกัสของเลนส์ใกล้ตาและวัตถุคือกำลังขยายของกล้องโทรทรรศน์ หากทางยาวโฟกัสของเลนส์คือสองเมตรและเลนส์ใกล้ตาคือห้าเซนติเมตร อุปกรณ์ดังกล่าวจะมีกำลังขยายสี่สิบเท่า หากเปลี่ยนเลนส์ใกล้ตา กำลังขยายจะแตกต่างออกไป
การอนุญาต. อย่างที่คุณทราบ แสงมีลักษณะเฉพาะด้วยการหักเหและการเลี้ยวเบน ตามหลักการแล้ว ภาพของดาวใดๆ จะดูเหมือนจานที่มีวงแหวนศูนย์กลางหลายวง เรียกว่า วงแหวนเลี้ยวเบน ขนาดของดิสก์ถูกจำกัดด้วยความสามารถของกล้องโทรทรรศน์เท่านั้น

กล้องโทรทรรศน์ที่ไม่มีตา

แล้วกล้องโทรทรรศน์ที่ไม่มีตาคืออะไร ใช้ทำอะไร? อย่างที่ทราบกันดีว่าดวงตาของแต่ละคนรับรู้ภาพได้แตกต่างกัน ตาข้างหนึ่งมองเห็นได้มากขึ้นและอีกข้างหนึ่งมองเห็นได้น้อยลง เพื่อให้นักวิทยาศาสตร์สามารถมองเห็นทุกสิ่งที่ต้องการได้ พวกเขาจึงใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ไม่มีตา อุปกรณ์เหล่านี้ส่งภาพไปยังหน้าจอมอนิเตอร์ ซึ่งทุกคนจะมองเห็นภาพได้ตรงตามความเป็นจริงโดยไม่ผิดเพี้ยน สำหรับกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กเพื่อการนี้ กล้องได้รับการพัฒนาที่เชื่อมต่อกับอุปกรณ์และถ่ายภาพท้องฟ้า

วิธีการที่ทันสมัยที่สุดในการมองเห็นอวกาศคือการใช้กล้อง CCD เหล่านี้เป็นวงจรไมโครไวแสงพิเศษที่รวบรวมข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์และถ่ายโอนไปยังคอมพิวเตอร์ ข้อมูลที่ได้รับจากพวกเขานั้นชัดเจนมากจนไม่สามารถจินตนาการได้ว่าอุปกรณ์อื่นใดที่สามารถรับข้อมูลดังกล่าวได้ ท้ายที่สุดแล้ว ตามนุษย์ไม่สามารถแยกความแตกต่างของเฉดสีทั้งหมดด้วยความคมชัดสูงอย่างที่กล้องสมัยใหม่ทำได้

สเปกโตรกราฟใช้ในการวัดระยะห่างระหว่างดวงดาวกับวัตถุอื่นๆ พวกเขาเชื่อมต่อกับกล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ไม่ใช่อุปกรณ์เดียว แต่มีหลายอย่างพร้อมกัน ข้อมูลที่ได้รับจากอุปกรณ์ต่าง ๆ จะถูกประมวลผลและแสดงบนจอภาพในรูปแบบของภาพ ยิ่งไปกว่านั้น หลังจากประมวลผลแล้ว นักวิทยาศาสตร์จะได้รับภาพที่มีความละเอียดสูงมาก เป็นไปไม่ได้ที่จะเห็นภาพอวกาศที่ชัดเจนเหมือนกันด้วยตาผ่านกล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์วิทยุ

นักดาราศาสตร์ใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่เพื่อการพัฒนาทางวิทยาศาสตร์ ส่วนใหญ่มักจะดูเหมือนชามโลหะขนาดใหญ่ที่มีรูปร่างเป็นรูปโค้ง เสาอากาศรวบรวมสัญญาณที่ได้รับและประมวลผลข้อมูลที่ได้รับเป็นภาพ กล้องโทรทรรศน์วิทยุรับสัญญาณได้เพียงคลื่นเดียว

รุ่นอินฟราเรด

ตัวอย่างที่โดดเด่นของกล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดคือเครื่องมือฮับเบิล แม้ว่าจะสามารถรับแสงได้ในเวลาเดียวกัน ในหลาย ๆ ด้าน การออกแบบกล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดคล้ายกับการออกแบบแบบจำลองกระจกออปติก รังสีความร้อนถูกสะท้อนโดยเลนส์ยืดไสลด์แบบเดิมและโฟกัสไปที่จุดหนึ่งซึ่งเป็นที่ตั้งของอุปกรณ์วัดความร้อน รังสีความร้อนที่เกิดขึ้นจะถูกส่งผ่านตัวกรองความร้อน จากนั้นภาพจะเกิดขึ้น

กล้องโทรทรรศน์อัลตราไวโอเลต

ฟิล์มอาจสัมผัสกับแสงอัลตราไวโอเลตเมื่อถ่ายภาพ ในช่วงรังสีอัลตราไวโอเลตบางส่วน สามารถรับภาพได้โดยไม่ต้องประมวลผลและเปิดรับแสง และในบางกรณีจำเป็นต้องให้รังสีของแสงผ่านการออกแบบพิเศษ - ตัวกรอง การใช้งานช่วยเน้นการแผ่รังสีของบางพื้นที่

มีกล้องโทรทรรศน์ประเภทอื่น ๆ ซึ่งแต่ละประเภทมีจุดประสงค์และลักษณะพิเศษของตัวเอง เหล่านี้คือแบบจำลอง เช่น กล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์และรังสีแกมมา ตามวัตถุประสงค์โมเดลที่มีอยู่ทั้งหมดสามารถแบ่งออกเป็นมือสมัครเล่นและมืออาชีพ และนี่ไม่ใช่การจัดประเภทอุปกรณ์ทั้งหมดสำหรับติดตามเทห์ฟากฟ้า

Taganrog State Pedagogical Institute ตั้งชื่อตาม A.P. เชคอฟ"

ดาราศาสตร์วิทยุ. กล้องโทรทรรศน์วิทยุ

ลักษณะสำคัญ.

เสร็จสิ้นโดยนักเรียน

คณะฟิสิกส์และคณิตศาสตร์

51 กลุ่ม: Mazur V.G.

ทากันร็อก

บทนำ

ดาราศาสตร์วิทยุ

1. เปรียบเทียบกับดาราศาสตร์เชิงแสง………………………….

2. ช่วงของการปล่อยวิทยุที่ลงทะเบียน………………..

3. ภูมิหลังทางประวัติศาสตร์…………………………………………..

กล้องโทรทรรศน์วิทยุ………………………………………………….

4. หลักการทำงาน ………………………………………………..

5. วิทยุอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์………………………………………….

6. กล้องโทรทรรศน์วิทยุเครื่องแรก……………………………………….

7. การจำแนกประเภทของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ…………………………………

ก) เสาอากาศที่มีรูเต็ม……………………………

b) พาราโบลาของการปฏิวัติ…………………………………………

ค) ทรงกระบอกพาราโบลา………………………………………………

ง) เสาอากาศที่มีแผ่นสะท้อนแสงแบบเรียบ……………………………

จ) ขันดิน………………………………………………….

f) อาร์เรย์เสาอากาศ (เสาอากาศโหมดทั่วไป)……………………

g) เสาอากาศรูรับแสงที่ไม่เต็ม…………………………

บทสรุป

บรรณานุกรม

บทนำ

ดาราศาสตร์วิทยุเป็นสาขาหนึ่งของดาราศาสตร์ที่ศึกษาวัตถุอวกาศโดยการวิเคราะห์การปล่อยคลื่นวิทยุที่มาจากวัตถุเหล่านั้น วัตถุในจักรวาลจำนวนมากปล่อยคลื่นวิทยุที่มาถึงโลก โดยเฉพาะอย่างยิ่งชั้นนอกของดวงอาทิตย์และชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ เมฆของก๊าซระหว่างดวงดาว การปล่อยคลื่นวิทยุมาพร้อมกับปรากฏการณ์เช่นปฏิสัมพันธ์ของการไหลของก๊าซที่ปั่นป่วนและคลื่นกระแทกในตัวกลางระหว่างดวงดาว การหมุนอย่างรวดเร็วของดาวนิวตรอนด้วยสนามแม่เหล็กแรงสูง กระบวนการ "ระเบิด" ในนิวเคลียสของกาแลคซีและควาซาร์ เปลวสุริยะ ฯลฯ . สัญญาณวิทยุของวัตถุธรรมชาติที่มาถึงโลกมีลักษณะของสัญญาณรบกวน สัญญาณเหล่านี้ได้รับและขยายโดยอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์พิเศษ จากนั้นจึงบันทึกในรูปแบบแอนะล็อกหรือดิจิทัล บ่อยครั้ง ดาราศาสตร์วิทยุมีความไวและพิสัยไกลกว่าแสง

กล้องโทรทรรศน์วิทยุเป็นเครื่องมือทางดาราศาสตร์สำหรับรับการแผ่คลื่นวิทยุของวัตถุท้องฟ้า (ในระบบสุริยะ กาแล็กซี และเมตากาแลกซี) และศึกษาลักษณะเฉพาะของวัตถุดังกล่าว เช่น พิกัด โครงสร้างเชิงพื้นที่ ความเข้มของรังสี สเปกตรัม และโพลาไรเซชัน

วิทยุดาราศาสตร์

§1. การเปรียบเทียบกับดาราศาสตร์เชิงแสง

ในบรรดารังสีแม่เหล็กไฟฟ้าคอสมิกทุกประเภท มีเพียงแสงที่มองเห็นได้ รังสีอินฟราเรดใกล้ (คลื่นสั้น) และส่วนหนึ่งของสเปกตรัมคลื่นวิทยุเท่านั้นที่ผ่านชั้นบรรยากาศผ่านชั้นบรรยากาศ ในแง่หนึ่ง คลื่นวิทยุซึ่งมีความยาวคลื่นยาวกว่าการแผ่รังสีออปติกมาก สามารถผ่านชั้นบรรยากาศที่มีเมฆครึ้มของดาวเคราะห์และกลุ่มเมฆฝุ่นระหว่างดวงดาวซึ่งทึบแสงได้ ในทางกลับกัน มีเพียงคลื่นวิทยุที่สั้นที่สุดเท่านั้นที่ผ่านบริเวณของก๊าซไอออไนซ์ที่โปร่งใสให้แสงสว่างรอบดาวฤกษ์และในอวกาศระหว่างดวงดาว นักดาราศาสตร์วิทยุรับสัญญาณอวกาศที่อ่อนแอโดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุซึ่งมีองค์ประกอบหลักคือเสาอากาศ โดยปกติจะเป็นตัวสะท้อนแสงโลหะในรูปแบบของพาราโบลาลอยด์ ที่จุดโฟกัสของตัวสะท้อนแสงซึ่งมีความเข้มข้นของรังสี อุปกรณ์รวบรวมจะถูกวางไว้ในรูปของฮอร์นหรือไดโพล ซึ่งจะเบี่ยงเบนพลังงานการปล่อยคลื่นวิทยุที่รวบรวมได้ไปยังอุปกรณ์รับสัญญาณ แผ่นสะท้อนแสงที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางไม่เกิน 100 ม. สามารถเคลื่อนย้ายได้และเป็นวงกลม พวกเขาสามารถเล็งไปที่วัตถุในส่วนใดก็ได้ของท้องฟ้าและติดตามไป ตัวสะท้อนแสงขนาดใหญ่ (เส้นผ่านศูนย์กลางสูงสุด 300 ม.) นั้นไม่เคลื่อนที่ในรูปของชามทรงกลมขนาดใหญ่ และการชี้ไปที่วัตถุนั้นเกิดขึ้นเนื่องจากการหมุนของโลกและการเคลื่อนที่ของเครื่องฉายรังสีที่จุดโฟกัสของเสาอากาศ แผ่นสะท้อนแสงที่ใหญ่กว่ามักจะดูเหมือนเป็นส่วนหนึ่งของพาราโบลาลอยด์ ยิ่งตัวสะท้อนแสงมีขนาดใหญ่เท่าใด รูปแบบคลื่นวิทยุที่สังเกตได้ก็จะยิ่งมีรายละเอียดมากขึ้นเท่านั้น บ่อยครั้ง เพื่อปรับปรุงให้ดีขึ้น มีการสังเกตวัตถุหนึ่งชิ้นพร้อมกันโดยกล้องโทรทรรศน์วิทยุสองตัวหรือระบบทั้งหมดที่มีเสาอากาศหลายโหล บางครั้งแยกจากกันเป็นระยะทางหลายพันกิโลเมตร

§2. ช่วงของการปล่อยวิทยุที่ลงทะเบียน

คลื่นวิทยุมีความยาวไม่กี่มิลลิเมตรถึง 30 เมตรผ่านชั้นบรรยากาศของโลก ในช่วงความถี่ตั้งแต่ 10 MHz ถึง 200 GHz ด้วยเหตุนี้ นักดาราศาสตร์วิทยุจึงต้องจัดการกับความถี่ที่สูงกว่าช่วงคลื่นวิทยุกลางหรือคลื่นสั้นอย่างเห็นได้ชัด ตัวอย่างเช่น อย่างไรก็ตาม ด้วยการกำเนิดของ VHF และการแพร่ภาพโทรทัศน์ในช่วงความถี่ 50-1,000 MHz เช่นเดียวกับเรดาร์ (เรดาร์) ในช่วง 3-30 GHz นักดาราศาสตร์วิทยุมีปัญหา: สัญญาณที่ทรงพลังจากเครื่องส่งสัญญาณภาคพื้นดินในช่วงเหล่านี้รบกวน ด้วยการรับสัญญาณพื้นที่ที่อ่อนแอ ดังนั้น ตามข้อตกลงระหว่างประเทศ นักดาราศาสตร์วิทยุจึงได้รับการจัดสรรคลื่นความถี่หลายย่านสำหรับการสังเกตการณ์อวกาศที่ห้ามส่งสัญญาณ

§3. อ้างอิงประวัติศาสตร์

ดาราศาสตร์วิทยุในฐานะวิทยาศาสตร์เริ่มขึ้นในปี 1931 เมื่อ K. Yansky จาก Bell Telephone Company เริ่มศึกษาการรบกวนทางวิทยุและค้นพบว่าพวกมันมาจากใจกลางทางช้างเผือก กล้องโทรทรรศน์วิทยุตัวแรกสร้างขึ้นในปี พ.ศ. 2480-2481 โดยวิศวกรวิทยุ G. Reber ซึ่งทำแผ่นเหล็กสะท้อนแสงขนาด 9 เมตรในสวนของเขาเองโดยหลักการแล้วเหมือนกับเสาอากาศพาราโบลาขนาดยักษ์ในปัจจุบัน รีเบอร์รวบรวมแผนที่วิทยุดวงแรกบนท้องฟ้าและพบว่าทางช้างเผือกทั้งหมดแผ่รังสีที่ความยาวคลื่น 1.5 ม. แต่ส่วนกลางแผ่รังสีออกมารุนแรงที่สุด ในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2485 เจ. เฮย์สังเกตว่าในระยะเมตร ดวงอาทิตย์จะรบกวนเรดาร์เมื่อมีแสงวาบเกิดขึ้น การเปล่งคลื่นวิทยุของดวงอาทิตย์ในช่วงเซนติเมตรในปี พ.ศ. 2485-2486 ถูกค้นพบโดย J. Southworth การพัฒนาดาราศาสตร์วิทยุอย่างเป็นระบบเริ่มขึ้นหลังสงครามโลกครั้งที่สอง ในบริเตนใหญ่ มีการสร้างหอดูดาวขนาดใหญ่ Jodrell Bank (มหาวิทยาลัยแมนเชสเตอร์) และสถานีของห้องปฏิบัติการ Cavendish (เคมบริดจ์) Radiophysical Laboratory (Sydney) ได้ตั้งสถานีหลายแห่งในออสเตรเลีย นักดาราศาสตร์วิทยุชาวดัตช์เริ่มศึกษาเมฆไฮโดรเจนระหว่างดวงดาว ในสหภาพโซเวียต มีการสร้างกล้องโทรทรรศน์วิทยุใกล้กับ Serpukhov ใน Pulkovo ในแหลมไครเมีย หอดูดาววิทยุที่ใหญ่ที่สุดในสหรัฐอเมริกา ได้แก่ หอดูดาววิทยุดาราศาสตร์แห่งชาติในกรีนแบงค์ (เวสต์เวอร์จิเนีย) และชาร์ลอตส์วิลล์ (เวอร์จิเนีย) หอดูดาวมหาวิทยาลัยคอร์เนลในอาเรซีโบ (เปอร์โตริโก) หอดูดาวสถาบันเทคโนโลยีแห่งแคลิฟอร์เนียในโอเวนส์วัลเลย์ (เปอร์โตริโก) ). แคลิฟอร์เนีย), MIT Lincoln Laboratory และ Harvard University Oak Ridge Observatory (Massachusetts), UC Berkeley Hat Creek Observatory (CA), University of Massachusetts Five College Radio Astronomy Observatory (Massachusetts)

กล้องโทรทรรศน์

กล้องโทรทรรศน์วิทยุใช้ตำแหน่งเริ่มต้นในแง่ของช่วงความถี่ในบรรดาเครื่องมือทางดาราศาสตร์สำหรับการศึกษารังสีแม่เหล็กไฟฟ้า กล้องโทรทรรศน์ความถี่สูง ได้แก่ ความร้อน มองเห็นได้ รังสีอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ และรังสีแกมมา

กล้องโทรทรรศน์วิทยุควรอยู่ไกลจากศูนย์กลางประชากรหลักเพื่อลดการรบกวนทางแม่เหล็กไฟฟ้าจากสถานีวิทยุกระจายเสียง โทรทัศน์ เรดาร์ และอุปกรณ์เปล่งแสงอื่นๆ การวางหอดูดาววิทยุในหุบเขาหรือที่ราบลุ่มจะช่วยปกป้องจากอิทธิพลของสัญญาณรบกวนแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกิดจากเทคโนโลยีได้ดียิ่งขึ้น

กล้องโทรทรรศน์วิทยุประกอบด้วยสององค์ประกอบหลัก: อุปกรณ์เสาอากาศและอุปกรณ์รับสัญญาณที่มีความไวสูง - เครื่องวัดรังสี Radiometer ขยายคลื่นวิทยุที่ได้รับจากเสาอากาศและแปลงเป็นรูปแบบที่สะดวกสำหรับการบันทึกและประมวลผล

§4 หลักการทำงาน

หลักการทำงานของกล้องโทรทรรศน์วิทยุคล้ายกับโฟโตมิเตอร์มากกว่ากล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง กล้องโทรทรรศน์วิทยุไม่สามารถสร้างภาพได้โดยตรง แต่จะวัดพลังงานของรังสีที่มาจากทิศทางที่กล้อง "มอง" เท่านั้น ดังนั้น เพื่อให้ได้ภาพของแหล่งกำเนิดขยาย กล้องโทรทรรศน์วิทยุจึงต้องวัดความสว่างที่แต่ละจุด

ความยาวคลื่นอยู่ที่ไหนและเส้นผ่านศูนย์กลางรูรับแสง ความละเอียดสูงช่วยให้คุณสังเกตรายละเอียดเชิงพื้นที่ที่ละเอียดยิ่งขึ้นของวัตถุที่กำลังศึกษา หากต้องการปรับปรุงความละเอียด ให้ลดความยาวคลื่นหรือเพิ่มรูรับแสง อย่างไรก็ตาม การใช้ความยาวคลื่นสั้นจะเพิ่มข้อกำหนดสำหรับคุณภาพของพื้นผิวกระจก (ดูเกณฑ์ของ Rayleigh) ดังนั้นพวกเขามักจะไปตามเส้นทางของการเพิ่มรูรับแสง การเพิ่มรูรับแสงยังช่วยปรับปรุงคุณสมบัติที่สำคัญอีกประการหนึ่ง นั่นคือ ความไวแสง กล้องโทรทรรศน์วิทยุต้องมีความไวสูงเพื่อตรวจหาแหล่งที่มาที่จางที่สุดได้อย่างน่าเชื่อถือ ความไวถูกกำหนดโดยระดับความผันผวนของความหนาแน่นฟลักซ์:

§ห้า. วิทยุอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์

นอกจากการเพิ่มเส้นผ่านศูนย์กลางของรูรับแสงแล้ว ยังมีวิธีอื่นในการเพิ่มความละเอียด (หรือลดรูปแบบการแผ่รังสี) หากเราใช้เสาอากาศสองอันที่อยู่ห่างออกไป ง(ฐาน) จากกันและกันสัญญาณจากแหล่งที่มาไปยังหนึ่งในนั้นจะมาถึงเร็วกว่าที่อื่นเล็กน้อย หากสัญญาณจากเสาอากาศทั้งสองถูกรบกวนจากสัญญาณที่เป็นผลลัพธ์โดยใช้ขั้นตอนการลดทางคณิตศาสตร์พิเศษ จะสามารถกู้คืนข้อมูลเกี่ยวกับแหล่งที่มาด้วยความละเอียดที่มีประสิทธิภาพ . ขั้นตอนการลดขนาดนี้เรียกว่าการสังเคราะห์รูรับแสง การรบกวนสามารถเกิดขึ้นได้ทั้งในฮาร์ดแวร์ โดยส่งสัญญาณผ่านสายเคเบิลและท่อนำคลื่นไปยังมิกเซอร์ทั่วไป และบนคอมพิวเตอร์ที่สัญญาณถูกแปลงเป็นดิจิทัลก่อนหน้านี้โดยการประทับเวลาและจัดเก็บบนพาหะ วิธีการทางเทคนิคสมัยใหม่ทำให้สามารถสร้างระบบ VLBI ซึ่งรวมถึงกล้องโทรทรรศน์ที่ตั้งอยู่ในทวีปต่างๆ และแยกจากกันหลายพันกิโลเมตร

§6. กล้องโทรทรรศน์วิทยุตัวแรก

หน้าแรก - คาร์ล แจนสกี้

สำเนาของกล้องโทรทรรศน์วิทยุแจนสกี้

ประวัติศาสตร์ กล้องโทรทรรศน์วิทยุเกิดขึ้นในปี 1931 โดยการทดลองของ Karl Jansky ที่ไซต์ทดสอบ Bell Telephone Labs เพื่อศึกษาทิศทางการมาถึงของเสียงฟ้าแลบ เขาสร้างเสาอากาศโพลาไรซ์ทิศทางเดียวในแนวตั้ง เช่น ผืนผ้าใบของบรูซ ขนาดของโครงสร้างมีความยาว 30.5 ม. และสูง 3.7 ม. งานนี้ดำเนินการบนคลื่น 14.6 ม. (20.5 MHz) เสาอากาศเชื่อมต่อกับเครื่องรับที่ละเอียดอ่อนซึ่งเอาต์พุตเป็นเครื่องบันทึกที่มีค่าคงที่เป็นเวลานาน

การบันทึกการปล่อยโดย Jansky เมื่อวันที่ 24 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2475 จุดสูงสุด (ลูกศร) ทำซ้ำหลังจาก 20 นาที คือระยะเวลาที่เสาอากาศหมุนครบ

ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2475 แจนสกีได้รายงานผลลัพธ์แรกที่ได้รับจากการตั้งค่าของเขาแล้ว บทความรายงานการค้นพบ "... เสียงฟู่ที่ไม่ทราบที่มาอย่างต่อเนื่อง" ซึ่ง "... ยากที่จะแยกแยะจากเสียงฟู่ที่เกิดจากเสียงของอุปกรณ์เอง ทิศทางการมาถึงของการรบกวนที่เปล่งเสียงดังกล่าวจะค่อยๆ เปลี่ยนไปในระหว่างวัน ทำให้เกิดการหมุนเวียนอย่างสมบูรณ์ใน 24 ชั่วโมง ในเอกสารสองฉบับถัดไปของเขาในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2476 และตุลาคม พ.ศ. 2478 คาร์ล แจนสกีได้ข้อสรุปอย่างค่อยเป็นค่อยไปว่าแหล่งที่มาของการรบกวนครั้งใหม่ของเขาคือบริเวณศูนย์กลางของดาราจักรของเรา ยิ่งไปกว่านั้น จะได้รับการตอบสนองที่ยิ่งใหญ่ที่สุดเมื่อส่งเสาอากาศไปยังใจกลางทางช้างเผือก

Jansky ตระหนักดีว่าความก้าวหน้าทางดาราศาสตร์วิทยุนั้นต้องการเสาอากาศที่ใหญ่ขึ้นและคมชัดขึ้น ซึ่งสามารถปรับทิศทางได้ง่ายในทิศทางต่างๆ ตัวเขาเองเสนอการออกแบบเสาอากาศพาราโบลาพร้อมกระจกเส้นผ่านศูนย์กลาง 30.5 ม. เพื่อใช้งานที่คลื่นเมตร อย่างไรก็ตาม ข้อเสนอของเขาไม่ได้รับการสนับสนุนในสหรัฐอเมริกา

Rebirth - ยาแนวรีเบอร์

กล้องโทรทรรศน์วิทยุเมริเดียนกรูทรีเบอร่า

ในปี 1937 Groat Reber วิศวกรวิทยุจาก Weton (สหรัฐอเมริกา รัฐอิลลินอยส์) เริ่มสนใจงานของ Jansky และออกแบบเสาอากาศที่มีตัวสะท้อนแสงแบบพาราโบลาที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 9.5 ม. ในสวนหลังบ้านของพ่อแม่ของเขา เสาอากาศนี้มี เส้นเมริเดียนเมาท์ นั่นคือ มันถูกควบคุมในระดับความสูงเท่านั้น และการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของกลีบของไดอะแกรมในการขึ้นด้านขวาทำได้เนื่องจากการหมุนของโลก เสาอากาศของ Reber มีขนาดเล็กกว่าของ Jansky แต่ทำงานที่ความยาวคลื่นสั้นกว่า และรูปแบบการแผ่รังสีของมันก็คมชัดกว่ามาก เสาอากาศ Reber มีลำแสงรูปกรวยที่มีความกว้าง 12° ที่กำลังครึ่งหนึ่ง ในขณะที่ลำแสงของเสาอากาศ Jansky มีลำแสงรูปพัดที่มีความกว้าง 30° ที่กำลังครึ่งหนึ่งที่ส่วนที่แคบที่สุด

ในฤดูใบไม้ผลิปี 1939 เรเบอร์ค้นพบการแผ่รังสีที่ความยาวคลื่น 1.87 ม. (160 MHz) โดยมีความเข้มข้นที่สังเกตได้ชัดเจนในระนาบของกาแล็กซีและเผยแพร่ผลลัพธ์บางอย่าง

ได้รับแผนที่วิทยุของท้องฟ้าเกรท รีเบอร์ในปี 1944

การปรับปรุงอุปกรณ์ของเขา Reber ได้ทำการสำรวจท้องฟ้าอย่างเป็นระบบ และในปี 1944 ได้ตีพิมพ์แผนภูมิวิทยุบนท้องฟ้าเป็นครั้งแรกที่ความยาวคลื่น 1.87 ม. แผนที่แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนบริเวณใจกลางทางช้างเผือกและแหล่งสัญญาณวิทยุที่สว่างสดใสในกลุ่มดาวคนยิงธนู หงส์หงส์ A แคสสิโอเปีย A กลุ่มดาวสุนัขใหญ่ และลูกสุนัข แผนที่ของ Reber นั้นค่อนข้างดีเมื่อเทียบกับแผนที่ความยาวคลื่นเมตรสมัยใหม่

หลังสงครามโลกครั้งที่ 2 นักวิทยาศาสตร์ในยุโรป ออสเตรเลีย และสหรัฐอเมริกาได้ปรับปรุงเทคโนโลยีที่สำคัญในด้านดาราศาสตร์วิทยุ ด้วยเหตุนี้ ดาราศาสตร์วิทยุจึงเริ่มเฟื่องฟู ซึ่งนำไปสู่การพัฒนาความยาวคลื่นระดับมิลลิเมตรและมิลลิเมตร ซึ่งทำให้สามารถบรรลุความละเอียดที่สูงขึ้นมากได้

§7. การจำแนกประเภทของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ

ความยาวคลื่นที่หลากหลาย วัตถุการวิจัยที่หลากหลายในดาราศาสตร์วิทยุ การพัฒนาอย่างรวดเร็วของฟิสิกส์วิทยุและการสร้างกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ทีมนักดาราศาสตร์วิทยุอิสระจำนวนมากได้นำไปสู่กล้องโทรทรรศน์วิทยุหลากหลายประเภท เป็นธรรมชาติที่สุดที่จะจำแนกกล้องโทรทรรศน์วิทยุตามลักษณะของการเติมรูรับแสงและตามวิธีการวางระยะสนามไมโครเวฟ (ตัวสะท้อนแสง ตัวหักเหของแสง การบันทึกสนามอย่างอิสระ)

เติมเสาอากาศรูรับแสง

เสาอากาศประเภทนี้คล้ายกับกระจกของกล้องโทรทรรศน์แบบออปติกและใช้งานง่ายและคุ้นเคยที่สุด เสาอากาศรูรับแสงแบบเติมเพียงแค่รวบรวมสัญญาณจากวัตถุที่สังเกตและโฟกัสไปที่เครื่องรับ สัญญาณที่บันทึกไว้มีข้อมูลทางวิทยาศาสตร์อยู่แล้วและไม่จำเป็นต้องสังเคราะห์ ข้อเสียของเสาอากาศดังกล่าวคือความละเอียดต่ำ เสาอากาศช่องรับแสงสามารถแบ่งออกเป็นหลายชั้นตามรูปร่างพื้นผิวและวิธีการติดตั้ง

พาราโบลาลอยด์ของการปฏิวัติ

เสาอากาศประเภทนี้เกือบทั้งหมดติดตั้งบนแท่นวาง Alt-azimuth และหมุนได้จนสุด ข้อได้เปรียบหลักของพวกเขาคือกล้องโทรทรรศน์วิทยุ เช่น กล้องโทรทรรศน์แบบใช้แสง สามารถเล็งไปที่วัตถุและนำทางได้ ดังนั้น การสังเกตการณ์สามารถทำได้ทุกเมื่อในขณะที่วัตถุที่ศึกษาอยู่เหนือเส้นขอบฟ้า ตัวแทนทั่วไป: กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Green Bank, RT-70, กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Kalyazinsky

ทรงกระบอกพาราโบลา

การสร้างเสาอากาศแบบหมุนเต็มนั้นเกี่ยวข้องกับปัญหาบางอย่างที่เกี่ยวข้องกับโครงสร้างจำนวนมาก ดังนั้นจึงมีการสร้างระบบคงที่และกึ่งเคลื่อนที่ ค่าใช้จ่ายและความซับซ้อนของกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวเติบโตช้าลงมากเมื่อมีขนาดโตขึ้น ทรงกระบอกพาราโบลารวบรวมรังสีที่ไม่ได้อยู่ที่จุดใดจุดหนึ่ง แต่อยู่ในแนวเส้นตรงที่ขนานกับกำเนิดของมัน (เส้นโฟกัส) ด้วยเหตุนี้ กล้องโทรทรรศน์ประเภทนี้จึงมีรูปแบบรังสีที่ไม่สมมาตรและมีความละเอียดต่างกันตามแกนต่างๆ ข้อเสียอีกประการของกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวคือเนื่องจากความคล่องตัวที่จำกัด จึงมีเพียงบางส่วนของท้องฟ้าเท่านั้นที่สามารถสังเกตการณ์ได้ ตัวแทน: กล้องโทรทรรศน์วิทยุมหาวิทยาลัยอิลลินอยส์, กล้องโทรทรรศน์ Ooty Indian

เส้นทางของรังสีในกล้องโทรทรรศน์ Nanse

เสาอากาศพร้อมแผ่นสะท้อนแสงแบบแบน

ในการทำงานกับทรงกระบอกพาราโบลา จำเป็นต้องวางเครื่องตรวจจับหลายตัวบนเส้นโฟกัส สัญญาณที่เพิ่มเข้ามาจะพิจารณาจากเฟสต่างๆ สำหรับคลื่นสั้น การดำเนินการนี้ไม่ง่ายนักเนื่องจากการสูญเสียจำนวนมากในสายสื่อสาร เสาอากาศที่มีตัวสะท้อนแสงแบบแบนช่วยให้คุณเข้าถึงได้ด้วยตัวรับสัญญาณเพียงตัวเดียว เสาอากาศดังกล่าวประกอบด้วยสองส่วน: กระจกแบนที่เคลื่อนที่ได้และพาราโบลาลอยด์คงที่ กระจกเคลื่อนที่ "ชี้" ไปที่วัตถุและสะท้อนรังสีไปยังพาราโบลา พาราโบลาลอยด์รวมรังสีที่จุดโฟกัสซึ่งเป็นที่ตั้งของเครื่องรับ มีเพียงบางส่วนของท้องฟ้าเท่านั้นที่สามารถสังเกตการณ์ได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าว ตัวแทน: กล้องโทรทรรศน์วิทยุ Kraus กล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาดใหญ่ใน Nanse

ชามดินเผา

ความปรารถนาที่จะลดต้นทุนการก่อสร้างทำให้นักดาราศาสตร์มีความคิดที่จะใช้การบรรเทาตามธรรมชาติเป็นกระจกกล้องโทรทรรศน์ ตัวแทนของประเภทนี้คือกล้องโทรทรรศน์วิทยุ Arecibo ขนาด 300 เมตร ตั้งอยู่ในหลุมยุบซึ่งด้านล่างปูด้วยแผ่นอลูมิเนียมทรงกลม ตัวรับสัญญาณบนตัวรองรับพิเศษถูกแขวนไว้เหนือกระจก ข้อเสียของเครื่องมือนี้คือสามารถใช้พื้นที่ท้องฟ้าภายใน 20° จากจุดสูงสุดได้

อาร์เรย์เสาอากาศ (เสาอากาศโหมดทั่วไป)

กล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวประกอบด้วยฟีดพื้นฐานจำนวนมาก (ไดโพลหรือเกลียว) ซึ่งอยู่ในระยะที่น้อยกว่าความยาวคลื่น ด้วยการควบคุมเฟสของแต่ละองค์ประกอบอย่างแม่นยำ จึงเป็นไปได้ที่จะได้ความละเอียดสูงและพื้นที่ที่มีประสิทธิภาพ ข้อเสียของเสาอากาศดังกล่าวคือผลิตขึ้นตามความยาวคลื่นที่กำหนดอย่างเคร่งครัด ตัวแทน: กล้องโทรทรรศน์วิทยุ BSA ในเมืองพุชชิโน

เสาอากาศรูรับแสงเปล่า

สิ่งที่สำคัญที่สุดสำหรับวัตถุประสงค์ของดาราศาสตร์คือคุณสมบัติสองประการของกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ได้แก่ ความละเอียดและความไว ในกรณีนี้ ความไวจะแปรผันตามพื้นที่ของเสาอากาศ และความละเอียดจะแปรผันตามขนาดสูงสุด ดังนั้น เสาอากาศแบบวงกลมทั่วไปจึงให้ความละเอียดที่แย่ที่สุดสำหรับพื้นที่ที่มีประสิทธิภาพเท่ากัน ดังนั้นกล้องโทรทรรศน์ที่มีขนาดเล็ก

กล้องโทรทรรศน์ DKR-1000 พร้อมรูรับแสงที่ไม่ได้รับการเติมเต็ม

พื้นที่แต่มีความละเอียดสูง เสาอากาศดังกล่าวเรียกว่า เสาอากาศรูรับแสงที่ว่างเปล่าเนื่องจากมี "รู" ในรูรับแสงที่เกินความยาวคลื่น ในการรับภาพจากเสาอากาศดังกล่าว จะต้องทำการสังเกตในโหมดการสังเคราะห์รูรับแสง สำหรับการสังเคราะห์รูรับแสง เสาอากาศที่ทำงานพร้อมกันสองเสาก็เพียงพอแล้ว ซึ่งอยู่ในระยะห่างที่กำหนด ซึ่งเรียกว่า ฐาน. ในการกู้คืนอิมเมจต้นฉบับ จำเป็นต้องวัดสัญญาณที่ฐานที่เป็นไปได้ทั้งหมดด้วยระดับสูงสุด

ถ้ามีแค่สองเสา ก็ต้องสังเกต แล้วเปลี่ยนฐาน สังเกตที่จุดต่อไป เปลี่ยนฐานใหม่ เป็นต้น การสังเคราะห์นี้เรียกว่า สม่ำเสมอ. อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วิทยุแบบคลาสสิกทำงานตามหลักการนี้ ข้อเสียของการสังเคราะห์ตามลำดับคือใช้เวลานานและไม่สามารถเปิดเผยความแปรปรวนของแหล่งสัญญาณวิทยุในช่วงเวลาสั้นๆ ดังนั้นจึงเป็นที่นิยมใช้มากขึ้น การสังเคราะห์แบบคู่ขนาน. มันเกี่ยวข้องกับเสาอากาศ (ตัวรับ) จำนวนมากพร้อมกันซึ่งจะทำการวัดฐานที่จำเป็นทั้งหมดพร้อมกัน ผู้แทน: "กางเขนเหนือ" ในอิตาลี กล้องโทรทรรศน์วิทยุ DKR-1000 ในพุชชิโน

อาร์เรย์ขนาดใหญ่เช่น VLA มักถูกเรียกว่าการสังเคราะห์แบบลำดับ อย่างไรก็ตาม เนื่องจากมีเสาอากาศจำนวนมาก ฐานเกือบทั้งหมดจึงมีอยู่แล้ว และโดยปกติแล้วไม่จำเป็นต้องเปลี่ยนรูปเพิ่มเติม

รายชื่อกล้องโทรทรรศน์วิทยุ.

ที่ตั้ง	ประเภทเสาอากาศ	ขนาด	ความยาวคลื่นปฏิบัติการขั้นต่ำ
สหรัฐอเมริกา ธนาคารสีเขียว	ส่วนพาราโบลาที่มีพื้นผิวแอคทีฟ
รัสเซีย, หอสังเกตการณ์ดาราศาสตร์วิทยุ Kalyazin	ตัวสะท้อนแสงพาราโบลา
รัสเซีย, แบร์เลกส์	ตัวสะท้อนแสงพาราโบลา
ญี่ปุ่น โนเบยามะ	ตัวสะท้อนแสงพาราโบลา
อิตาลี, ยา	ตัวสะท้อนแสงพาราโบลา
สเปน, กรานาดา	ตัวสะท้อนแสงพาราโบลา
เปอร์โตริโก เปอร์โตริโก อาเรซีโบ	ตัวสะท้อนแสงทรงกลม
รัสเซีย Badary กล้องโทรทรรศน์วิทยุสุริยะไซบีเรีย	อาร์เรย์เสาอากาศ 128x128 ชิ้น (อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์วิทยุรูปกากบาท)
ฝรั่งเศส, แนนซี่	สองกระจก
อินเดีย, อูตี้	ทรงกระบอกพาราโบลา
อิตาลี, ยา, "นอร์เทิร์นครอส"	"T" ของทรงกระบอกพาราโบลาสองอัน

บรรณานุกรม

1. ฟิสิกส์อวกาศ: เล็ก ents., 1986, หน้า 533

2. แคปแลน เอส.เอ.กำเนิดดาราศาสตร์วิทยุอย่างไร // ดาราศาสตร์วิทยุเบื้องต้น. - ม.: Nauka, 2509. - ส. 12. - 276 น.

3. 1 2 เคราส์ ดี.ดี. 1.2. ประวัติโดยย่อของปีแรกของดาราศาสตร์วิทยุ // ดาราศาสตร์วิทยุ / เอ็ด V. V. Zheleznyakova - ม.: วิทยุโซเวียต 2516 - ส. 14-21 - 456 หน้า

4. สารานุกรมโซเวียตผู้ยิ่งใหญ่ - ล้าหลัง: สารานุกรมโซเวียต 2521

5. รังสีแม่เหล็กไฟฟ้า วิกิพีเดีย.

6. กล้องโทรทรรศน์วิทยุ // ฟิสิกส์อวกาศ: สารานุกรมน้อย / เอ็ด R. A. Sunyaeva - แก้ไขครั้งที่ 2 - ม.: ส. สารานุกรม 2529 - ส. 560 - 783 น. - ไอเอสบีเอ็น 524(03)

7. P.I.Bakulin, E.V.Kononovich, V.I.Morozหลักสูตรดาราศาสตร์ทั่วไป. - ม.: Nauka, 1970.

8. 1 2 3 4 จอห์น ดี. เคราส์.ดาราศาสตร์วิทยุ. - ม.: วิทยุโซเวียต 2516

9. Jansky K.G.การศึกษาทิศทางของบรรยากาศที่ความถี่สูง - โพรซี IRE, 2475. - ต. 20. - ส. 2463-2475.

10. Jansky K.G.การรบกวนทางไฟฟ้าที่เห็นได้ชัดว่ามาจากนอกโลก.. - Proc. IRE, 1933. - T. 21. - S. 1387-1398.

11. Jansky K.G.หมายเหตุเกี่ยวกับแหล่งที่มาของการรบกวนระหว่างดวงดาว.. - Proc. IRE, 2478. - ต. 23. - ส. 1158-1163.

12. รีเบอร์ จีสถิตจักรวาล. - ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เจ มิถุนายน 2483 - ต. 91 - ส. 621-624

13. รีเบอร์ จีสถิตจักรวาล. - โพรซีเดอร์ IRE กุมภาพันธ์ 2483 - V. 28 - S. 68-70

14. 1 2 รีเบอร์ จีสถิตจักรวาล. - ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ J. พฤศจิกายน 2487 - T. 100. - S. 279-287.

15. รีเบอร์ จีสถิตจักรวาล. - โพรซีเดอร์ IRE สิงหาคม 2485 - ต. 30 - ส. 367-378

16. 1 2 N.A.Esepkina, D.V.Korolkov, Yu.N.Pariyskiyกล้องโทรทรรศน์วิทยุและมาตรวัดรังสี - ม.: Nauka, 1973.

17. กล้องโทรทรรศน์วิทยุของมหาวิทยาลัยอิลลินอยส์

18. 1 2 แอล. เอ็ม. กินดิลิส "SETI: การค้นหาข่าวกรองนอกโลก"