Характеристики радіотелескопів

Сучасні радіотелескопи дозволяють досліджувати Всесвіт у таких подробицях, які ще недавно перебували за межами можливого не лише в радіодіапазоні, а й у традиційній астрономії видимого світла. Об'єднані в єдину мережу інструменти, розташовані на різних континентах, дозволяють заглянути в серцевину радіогалактик, квазарів, молодих зоряних скупчень, що формуються планетних систем. Радіоінтерферометри із наддовгими базами в тисячі разів перевершили за «зоркістю» найбільші оптичні телескопи. З їхньою допомогою можна не тільки відстежувати переміщення космічних апаратів на околицях далеких планет, а й досліджувати рухи кори нашої власної планети, у тому числі безпосередньо «відчути» дрейф материків. На черзі космічні радіоінтерферометри, які дозволять ще глибше поринути у таємниці Всесвіту.

Земна атмосфера прозора не для всіх видів електромагнітного випромінювання, що надходить з космосу. У ній є лише два широкі «вікна прозорості». Центр однієї з них посідає оптичну область, у якій лежить максимум випромінювання Сонця. Саме до нього в результаті еволюції адаптувалося за чутливістю людське око, яке сприймає світлові хвилі з довжиною від 350 до 700 нанометрів. (Насправді це вікно прозорості навіть трохи ширше – приблизно від 300 до 1 000 нм, тобто захоплює ближній ультрафіолетовий та інфрачервоний діапазони). Однак райдужна смужка видимого світла – лише мала частка багатства «фарб» Всесвіту. У другій половині XX століття астрономія стала воістину всехвильовою. Досягнення техніки дозволили астрономам вести спостереження нових діапазонах спектра. З короткохвильової сторони від видимого світла лежать ультрафіолетовий, рентгенівський та гамма-діапазони. З іншого боку розташовуються інфрачервоний, субміліметровий та радіодіапазон. Для кожного з цих діапазонів є астрономічні об'єкти, які саме в ньому проявляють себе найбільш рельєфно, хоча в оптичному випромінюванні вони, можливо, і не являють собою нічого визначного, так що астрономи донедавна їх просто не помічали.
Один з найбільш цікавих та інформативних діапазонів спектру для астрономії – радіохвилі. Випромінювання, яке реєструє наземна радіоастрономія, проходить через друге і набагато ширше вікно прозорості земної атмосфери - в діапазоні довжин хвиль від 1 мм до 30 м. Іоносфера Землі - шар іонізованого газу на висоті близько 70 км - відбиває в космос 30 м. На хвилях коротше 1 мм космічне випромінювання повністю «з'їдають» молекули атмосфери (переважно кисень і водяну пару).

Сучасні радіотелескопи дозволяють досліджувати Всесвіт у таких подробицях, які ще недавно перебували за межами можливого не лише в радіодіапазоні, а й у традиційній астрономії видимого світла. Об'єднані в єдину мережу інструменти, розташовані на різних континентах, дозволяють зазирнути в серцевину радіогалактик, квазарів, молодих зоряних скупчень.
У Аресібо в Пуерто-Ріко - найбільше у світі нерухоме цільне дзеркало - 305 м. Над сферичною чашею на тросах висить конструкція в 800 т. По периметру дзеркало оточене металевою сіткою, яка захищає телескоп від радіовипромінювання.	Найбільша у світі повноповоротна параболічна антена обсерваторії Грін-Бенк (Західна Віргінія, США). Дзеркало розміром 100х110 м було збудовано після того, як у 1988 р під власною вагою обрушилася 90 м повноповоротна антена.

Головна характеристика радіотелескопа – його діаграма спрямованості. Вона показує чутливість інструмента до сигналів, що надходять з різних напрямків у просторі. Для «класичної» параболічної антени діаграма спрямованості складається з головної пелюстки, що має вигляд конуса, орієнтованого по осі параболоїда, і кількох набагато (на порядки) слабших бічних пелюсток. «Зоркість» радіотелескопа, тобто його кутовий дозвіл, визначається шириною головної пелюстки діаграми спрямованості. Два джерела на небі, які разом потрапляють у розчин цієї пелюстки, зливаються для радіотелескопа в один. Тому ширина діаграми спрямованості визначає розмір найдрібніших деталей радіоджерела, які ще можна розрізнити окремо.
Універсальне для телескопобудування правило говорить, що роздільна здатність антени визначається ставленням довжини хвилі до діаметра дзеркала телескопа. Тому для збільшення «зоркості» телескоп має бути більшим, а довжина хвилі – меншим. Але як на зло радіотелескопи працюють з найдовшими хвилями електромагнітного спектру. Через це навіть величезні розміри дзеркал не дозволяють досягти високої роздільної здатності. Не найбільший сучасний оптичний телескоп із діаметром дзеркала 5 м може розрізнити зірки на відстані всього 0,02 кутової секунди. Неозброєним оком видно деталі близько однієї хвилини дуги. А радіотелескоп діаметром 20 м на хвилі 2 см дає дозвіл ще втричі гірше – близько 3 кутових хвилин. Знімок ділянки неба, зроблений аматорським фотоапаратом, містить більше деталей ніж карта радіовипромінювання тієї ж області, отримана одиночним радіотелескопом.
Широка діаграма спрямованості обмежує як гостроту зору телескопа, а й точність визначення координат наблюдаемых об'єктів. Тим часом точні координати необхідні зіставлення спостережень об'єкта у різних діапазонах е/магнітного випромінювання - це неодмінна вимога сучасних астрофизических досліджень. Тому радіоастрономи завжди прагнули до створення якомога більших антен. І, як не дивно, радіоастрономія в результаті набагато випередила оптичну.

Принцип дії радіотелескопів
Повноповоротні параболічні антени - аналоги оптичних телескопів-рефлекторів - виявилися найгнучкішими у роботі з усього різноманіття радіоастрономічних антен. Їх можна спрямовувати в будь-яку точку неба, стежити за радіоджерелом – «збирати сигнал», як кажуть радіоастрономи, – і тим самим підвищувати чутливість телескопа, його здатність виділяти на тлі всіляких шумів набагато слабші сигнали космічних джерел. Перший великий повноповоротний параболоїд діаметром 76 м був побудований у 1957 році у британській обсерваторії Джодрелл-Бенк. А сьогодні тарілка найбільшої у світі рухомої антени в обсерваторії Грін-Бенк (США) має розміри 100 на 110 м. І це практично межа для одиночних рухомих радіотелескопів. Збільшення діаметра має три важливі наслідки: два хороші і одне погане. По-перше, найважливіше для нас – пропорційно діаметру зростає кутовий дозвіл. По-друге, зростає чутливість, причому набагато швидше, пропорційно площі дзеркала, тобто квадрат діаметру. І, по-третє, ще швидше збільшується вартість, яка у разі дзеркального телескопа (як оптичного, так і радіо) приблизно пропорційна кубу діаметра його головного дзеркала.
Основні проблеми пов'язані з деформаціями дзеркала під впливом сили тяжіння. Щоб дзеркало телескопа чітко фокусувало радіохвилі, відхилення поверхні від ідеальної параболічної не повинні перевищувати одну десяту від довжини хвилі. Така точність легко досягається для хвиль завдовжки кілька метрів чи дециметрів. Але на коротких сантиметрових та міліметрових хвилях необхідна точність становить уже десяті частки міліметра. Через деформації конструкції під власною вагою та вітрових навантажень практично неможливо створити повноповоротний параболічний телескоп діаметром понад 150 м. Найбільша нерухома тарілка діаметром 305 м побудована в обсерваторії Аресібо, Пуерто-Ріко. Але загалом епоха гігантоманії у будівництві радіотелескопів добігла кінця. У Мексиці на горі Сьєрра-Негра, на висоті 4600 метрів, завершується будівництво 50-метрової антени для роботи в діапазоні міліметрових хвиль. Можливо, це остання велика одиночна антена, що створюється у світі.
Для того щоб розглянути деталі будови радіоджерел, потрібні інші підходи, в яких нам потрібно розібратися. Радіохвилі, що випускаються об'єктом, що спостерігається, поширюються в просторі, породжуючи періодичні зміни електричного і магнітного поля. Параболічна антена збирає радіохвилі, що впали на неї, в одній точці - фокусі. Коли через одну точку проходить кілька електромагнітних хвиль, вони інтерферують, тобто їхні поля складаються. Якщо хвилі приходять у фазі – вони посилюють один одного, у протифазі – послаблюють, аж до повного нуля. Особливість параболічного дзеркала якраз у тому, що всі хвилі від одного джерела приходять у фокус в одній фазі та підсилюють один одного максимально можливим чином! На цій ідеї ґрунтується функціонування всіх дзеркальних телескопів.
У фокусі виникає яскрава пляма, і тут зазвичай поміщають приймач, який заміряє сумарну інтенсивність випромінювання уловленого в межах діаграми спрямованості телескопа. На відміну від оптичної астрономії радіотелескоп не може зробити фотографію ділянки неба. У кожний момент він фіксує випромінювання, що надходить лише з одного напрямку. Грубо кажучи, радіотелескоп працює як однопіксельна камера. Для побудови зображення доводиться сканувати радіоджерело крапка за точкою. (Втім, міліметровий радіотелескоп, що будується в Мексиці, має у фокусі матрицю радіометрів і «однопіксельним» вже не є.)

"Командна гра радіотелескопів"
Однак можна вчинити і по-іншому. Замість того, щоб зводити всі промені в одну точку, ми можемо виміряти та записати коливання електричного поля, що породжуються кожним з них на поверхні дзеркала (або в іншій точці, через яку проходить той самий промінь), а потім «скласти» ці записи в комп'ютерному пристрої обробки, врахувавши фазовий зсув, відповідний відстані, яку кожної хвиль залишалося пройти до уявного фокусу антени. Прилад, що діє за цим принципом, називається інтерферометр, у нашому випадку - радіоінтерферометр.
Інтерферометри позбавляють необхідності будувати величезні цілісні антени. Натомість можна розташувати поруч один з одним десятки, сотні і навіть тисячі антен і об'єднувати прийняті ними сигнали. Такі телескопи називаються синфазними ґратами. Проте проблему «зоркості» вони все ж таки не вирішують - для цього потрібно зробити ще один крок. Як ви пам'ятаєте, зі зростанням розміру радіотелескопа його чутливість зростає набагато швидше, ніж роздільна здатність. Тому ми швидко опиняємося в ситуації, коли потужності сигналу, що реєструється, більш ніж достатньо, а кутового дозволу катастрофічно не вистачає. І тоді виникає запитання: «Навіщо нам суцільна решітка антен? Чи не можна її проредити? Виявилось, що можна! Ця ідея отримала назву «синтезу апертури», оскільки з кількох окремих незалежних антен, розміщених на великій площі, «синтезується» дзеркало набагато більшого діаметра. Роздільна здатність такого «синтетичного» інструменту визначається не діаметром окремих антен, а відстанню між ними - базою радіоінтерферометра. Звичайно, антен має бути принаймні три, причому їх не слід розташовувати вздовж однієї прямої. В іншому випадку роздільна здатність радіоінтерферометра вийде вкрай неоднорідним. Високим воно виявиться лише у напрямку, вздовж якого рознесені антени. У поперечному напрямку дозвіл як і раніше визначатиметься розміром окремих антен.
Цим шляхом радіоастрономія почала розвиватися ще в 1970-х роках. За цей час було створено низку великих багатоантенних інтерферометрів. У деяких з них антени нерухомі, в інших можуть переміщатися поверхнею землі, щоб проводити спостереження в різних «конфігураціях». Такі інтерферометри будують «синтезовані» карти радіоджерел з набагато більшою роздільною здатністю, ніж одиночні радіотелескопи: на сантиметрових хвилях воно досягає 1 кутової секунди, а це вже порівняно з роздільною здатністю оптичних телескопів при спостереженні крізь атмосферу Землі.

Найвідоміша система такого типу – «Дуже велика решітка» (Very Large Array, VLA) – побудована у 1980 році в Національній радіоастрономічній обсерваторії США. Її 27 параболічних антен кожна діаметром 25 м і вагою 209 тонн переміщаються трьома радіальними рейковими коліями і можуть віддалятися від центру інтерферометра на відстань до 21 км. Сьогодні діють і інші системи: Вестерборк у Голландії (14 антен діаметром 25 м), ATCA в Австралії (6 антен по 22 м), MERLIN у Великій Британії. До останньої системи поряд із 6 іншими інструментами, розкиданими по всій країні, входить і знаменитий 76-метровий телескоп. У Росії (у Бурятії) створено Сибірський сонячний радіоінтерферометр – спеціальна система антен для оперативного вивчення Сонця в радіодіапазоні.
1965 року радянські вчені Л.І. Матвєєнко, Н.С. Кардашев, Г.Б. Шоломицькій запропонували незалежно реєструвати дані на кожній антені інтерферометра, а потім спільно їх обробляти, як би імітуючи явище інтерференції на комп'ютері. Це дозволяє розносити антени на скільки завгодно великі відстані. Тому метод отримав назву радіоінтерферометрії з наддовгими базами (РСДБ) та успішно використовується з початку 1970-х років. Рекордна довжина бази, досягнута в експериментах, становить 12,2 тис. км, а роздільна здатність на хвилі близько 3 мм досягає 0,00008'' - на три порядки вище, ніж у великих оптичних телескопів. Істотно покращити цей результат на Землі навряд чи вдасться, оскільки розмір бази обмежується діаметром нашої планети.
В даний час систематичні спостереження проводяться кількома мережами міжконтинентальних радіоінтерферометрів. У США створена система, що включає 10 радіотелескопів в середньому діаметром 25 м, розташованих в континентальній частині країни, на Гавайських і Віргінських островах. У Європі для РСДБ-експериментів регулярно поєднують 100-метровий Боннський телескоп і 32-метровий у Медичині (Італія), інтерферометри MERLIN, Вестерборк та інші інструменти. Ця система називається EVN. Є також глобальна Міжнародна мережа радіотелескопів для астрометрії та геодезії IVS. А нещодавно в Росії почала діяти власна інтерферометрична мережа «Квазар» із трьох 32-метрових антен, розташованих у Ленінградській області, на Північному Кавказі та в Бурятії. Важливо, що телескопи жорстко не закріплені за РСДБ-мережами. Вони можуть використовуватися автономно або перемикатися між мережами.
Інтерферометрія з наддовгими базами вимагає дуже високої точності вимірювань: необхідно зафіксувати просторовий розподіл максимумів і мінімумів електромагнітних полів з точністю до частки довжини хвилі, тобто для коротких хвиль до сантиметрів. І з найвищою точністю відзначити моменти часу, в які проводилися вимірювання на кожній антені. Як надточний годинник в експериментах РСДБ використовуються атомні стандарти частоти. Але не варто думати, що радіоінтерферометри не мають недоліків. На відміну від суцільної параболічної антени діаграма спрямованості інтерферометра замість однієї головної пелюстки має сотні та тисячі вузьких пелюсток порівнянної величини. Будувати карту джерела з такою діаграмою спрямованості - це все одно, що обмацувати клавіатуру комп'ютера розчепіреними пальцями. Відновлення зображення - складне і, більше, «некоректне» (тобто нестійке до малих змін результатів вимірювань) завдання, яке, проте, радіоастрономи навчилися вирішувати.

Досягнення радіоінтерферометрії
Радіоінтерферометри з кутовим роздільною здатністю в тисячні частки секунди дуги «зазирнули» у самі внутрішні області найпотужніших «радіомаяків» Всесвіту – радіогалактик та квазарів, які випромінюють у радіодіапазоні в десятки мільйонів разів інтенсивніше, ніж звичайні галактики. Вдалося «побачити», як із ядер галактик та квазарів викидаються хмари плазми, виміряти швидкості їхнього руху, які виявилися близькими до швидкості світла. Багато цікавого було відкрито і у нашій Галактиці. На околицях молодих зірок знайдено джерела мазерного радіовипромінювання (мазер - аналог оптичного лазера, але у радіодіапазоні) в спектральних лініях молекул води, гідроксилу (OH) і метанолу (CH 3 OH). За космічними масштабами джерела дуже малі - менше Сонячної системи. Окремі яскраві цятки на радіокартах, отриманих інтерферометрами, можуть бути зародками планет.
Такі мазери знайдено і в інших галактиках. Зміна положень мазерних плям за кілька років, що спостерігалося в сусідній галактиці M33 у сузір'ї Трикутника, вперше дозволило безпосередньо оцінити швидкість її обертання та переміщення небом. Виміряні зміщення мізерні, їх швидкість у багато тисяч разів менше видимої для земного спостерігача швидкості равлики, повзущої поверхні Марса. Такий експеримент поки що знаходиться далеко за межами можливостей оптичної астрономії: помітити власні рухи окремих об'єктів на міжгалактичних відстанях їй просто не під силу. Нарешті, інтерферометричні спостереження дали нове підтвердження існування надмасивних чорних дірок. Навколо ядра активної галактики NGC 4258 були виявлені згустки речовини, які рухаються орбітами радіусом не більше трьох світлових років, при цьому їх швидкості досягають тисячі кілометрів на секунду. Це означає, що маса центрального тіла - не менше мільярда мас Сонця, і воно не може бути не чим іншим, як чорною діркою.
Цілий ряд цікавих результатів отримано методом РСДБ під час спостережень у Сонячній системі. Почати хоча б із найточнішої на сьогодні кількісної перевірки загальної теорії відносності. Інтерферометр виміряв відхилення радіохвиль у полі тяжіння Сонця з точністю до сотої частки відсотка. Це на два порядки точніше, ніж дозволяють оптичні спостереження. Глобальні радіоінтерферометри також застосовуються для стеження рухом космічних апаратів, вивчають інші планети. Вперше такий експеримент було проведено 1985-го, коли радянські апарати «Вега-1» та «-2» скинули в атмосферу Венери аеростати. Спостереження підтвердили швидку циркуляцію атмосфери планети зі швидкістю близько 70 м/с, тобто один оберт навколо планети за 6 діб. Це дивовижний факт, який ще чекає на своє пояснення.
У 2004 році аналогічні спостереження за участю мережі з 18 радіотелескопів на різних континентах супроводжували посадку апарату Гюйгенс на супутник Сатурна Титан. З відстані 1,2 млрд. км велося стеження за тим, як рухається апарат в атмосфері Титану з точністю до десятка кілометрів! Не дуже широко відомо про те, що під час посадки «Гюйгенса» було втрачено майже половину наукової інформації. Зонд ретранслював дані через станцію Кассіні, яка доставила його до Сатурна. Для надійності передбачалося два дублюючі канали передачі даних. Однак незадовго до посадки було ухвалено рішення передавати по них різну інформацію. Але в найвідповідальніший момент через поки що не з'ясований збій один із приймачів на «Кассіні» не включився, і половина знімків зникла. А разом з ними зникли і дані про швидкість вітру в атмосфері Титану, які передавалися якраз по каналу, що відключився. На щастя, у NASA встигли підстрахуватися – спуск «Гюйгенса» спостерігав із Землі глобальний радіоінтерферометр. Це, мабуть, дозволить врятувати зниклі дані про динаміку атмосфери Титану. Результати цього експерименту ще опрацьовуються в Європейському об'єднаному радіоінтерферометричному інституті, і, до речі, займаються цим наші співвітчизники Леонід Гурвіц та Сергій Погребенко.

Майбутнє радіоінтерферометрії
Принаймні в найближчі півстоліття генеральною лінією розвитку радіоастрономії буде створення все більших систем апертурного синтезу - всі великі інструменти, що проектуються, є інтерферометрами. Так, на плато Чахнантор у Чилі спільними зусиллями низки країн Європи та Америки розпочалося будівництво системи антен міліметрового діапазону ALMA (Atacama Large Millimeter Array – Велика міліметрова система Атакама). Усього тут буде 64 антени діаметром 12 метрів із робочим діапазоном довжин хвиль від 0,35 до 10 мм. Найбільша відстань між антенами ALMA становитиме 14 км. Завдяки дуже сухому клімату і великій висоті над рівнем моря (5100 м) система зможе вести спостереження на хвилях коротше за міліметр. В інших місцях та на меншій висоті це неможливо через поглинання такого випромінювання парами води у повітрі. Будівництво ALMA буде закінчено до 2011 року.

Радіотелескопи сьогодення та швидкого майбутнього часу на Землі та в Космосі
	Проект "Радіоастрон", запуск у 2007

Європейська система апертурного синтезу LOFAR працюватиме на набагато довших хвилях - від 1,2 до 10 м. Вона ввійде в дію протягом трьох найближчих років. Це дуже цікавий проект: щоб знизити вартість, у ньому використовуються найпростіші нерухомі антени – піраміди з металевих стрижнів заввишки близько 1,5 м із підсилювачем сигналу. Натомість таких антен у системі буде 25 тисяч. Їх об'єднають у групи, які розмістять по всій території Голландії вздовж променів вигнутої п'ятикутної зірки діаметром близько 350 км. Кожна антена прийматиме сигнали з усього видимого неба, але їх спільна комп'ютерна обробка дозволить виділяти ті, що прийшли з вчених напрямів, що цікавлять. При цьому чисто обчислювальним шляхом формується діаграма спрямованості інтерферометра, ширина якої на короткій хвилі складе 1 секунду дуги. Робота системи вимагатиме величезного обсягу обчислень, але для сьогоднішніх комп'ютерів це цілком посильне завдання. Для її вирішення минулого року в Голландії було встановлено найпотужніший у Європі суперкомп'ютер IBM Blue Gene/L з 12288 процесорами. Більше того, при відповідній обробці сигналів (що потребує ще більших комп'ютерних потужностей) LOFAR зможе одночасно спостерігати за кількома і навіть багатьма об'єктами!
Але найамбіційніший проект близького майбутнього – SKA (Square Kilometer Array – Система «Квадратний кілометр»). Сумарна площа його антен складе близько 1 км2, а вартість інструменту оцінюється в мільярд доларів. Проект SKA знаходиться поки що на ранньому етапі розробки. Основний обговорюваний варіант конструкції – тисячі антен діаметром кілька метрів, що працюють у діапазоні від 3 мм до 5 м. Причому половину з них панується встановити на ділянці діаметром 5 км, а решту рознести на значні відстані. Китайські вчені пропонували альтернативну схему - 8 нерухомих дзеркал діаметром 500 м кожне, подібних до телескопа в Аресібо. Для їхнього розміщення були навіть запропоновані висохлі озера. Однак у вересні Китай вибув із країн - претендентів на розміщення гігантського телескопа. Тепер основна боротьба розгорнеться між Австралією та Південною Африкою.
Можливості збільшення бази наземних інтерферометрів майже вичерпані. Майбутнє - це запуск антен інтерферометра в космос, де немає обмежень, пов'язаних із розмірами нашої планети. Такий експеримент уже проводився. У лютому 1997 року було запущено японський супутник HALCA, який пропрацював до листопада 2003 року і завершив перший етап розвитку міжнародного проекту VSOP (VLBI Space Observatory Programme - Програма космічної обсерваторії РСДБ). Супутник ніс антену у вигляді парасольки діаметром 8 м і працював на еліптичній навколоземній орбіті, яка забезпечувала базу, що дорівнює трьом діаметрам Землі. Були отримані зображення багатьох позагалактичних радіоджерел з роздільною здатністю в тисячні частки секунди дуги. Наступний етап експерименту з космічної інтерферометрії, VSOP-2, планується розпочати у 2011-2012 роках. Ще один інструмент такого типу створюється у рамках проекту «Радіоастрон» Астрокосмічним центром Фізичного інституту ім. П.М. Лебедєва РАН разом із вченими інших країн. Супутник «Радіоастрон» матиме параболічне дзеркало діаметром 10 м. Під час запуску воно буде у складеному стані, а після виходу на орбіту розгорнеться. "Радіоастрон" буде забезпечений приймачами для декількох довжин хвиль - від 1,2 до 92 см. Як наземні антен космічного інтерферометра будуть використовуватися радіотелескопи в Пущино (Росія), Канберрі (Австралія) і Грін-Бенк (США). Орбіта супутника буде дуже витягнутою з апогею 350 тис. км. З такою базою інтерферометра на найкоротшій хвилі вдасться отримати зображення радіоджерел і вимірювати їх координати з точністю до 8 мільйонів секунди дуги. Це дасть змогу зазирнути у найближчі околиці ядер радіогалактик та чорних дірок, у глибини областей освіти молодих зірок у Галактиці.

Автори матеріалу: Михайло Прохоров, доктор фізико-математичних наук та Георгій Рудницький, кандидат фізико-математичних наук Журнал «Навколо Світу»: Найзоріший телескоп

Російськими вченими розробляється і досконаліший космічний радіотелескоп для роботи в міліметровому та субміліметровому діапазонах – «Міліметрон». Дзеркало цього інструменту охолоджуватиметься рідким гелієм до температури 4 Кельвіна (-269°C) для зменшення теплового шуму та підвищення чутливості. Розглядається кілька варіантів роботи цього інтерферометра за схемами "Космос-Земля" та "Космос-Космос" (між двома телескопами на супутниках). Апарат може бути запущений на таку ж витягнуту орбіту, як у проекті «Радіоастрон», або в точку Лагранжа системи Сонце-Земля, на відстані 1,5 млн км в протисонячному напрямку від Землі (це в 4 рази далі, ніж Місяць). В останньому варіанті на хвилі 0,35 мм інтерферометр «Космос-Земля» даватиме кутовий дозвіл до 45 млрд часток секунди дуги!

Використання РСДБ для Землі Метод радіоінтерферометрії має і суто практичні застосування - не дарма, наприклад, у Санкт-Петербурзі цією темою займається Інститут прикладної астрономії РАН. Спостереження за технологією РСДБ дозволяють не лише визначати координати радіоджерел з точністю до десятитисячної частки секунди дуги, а й вимірювати положення самих радіотелескопів на Землі з точністю краще за один міліметр. Це, своєю чергою, дає можливість з високою точністю відстежувати варіації обертання Землі і рух земної кори. Наприклад, саме з використанням РСДБ було експериментально підтверджено рух континентів. На сьогодні реєстрація таких рухів уже стала рутинною справою. Інтерферометричні спостереження далеких радіогалактик міцно увійшли до арсеналу геофізики поряд із сейсмічним зондуванням Землі. Завдяки їм надійно реєструються періодичні усунення станцій один щодо одного, викликані деформаціями земної кори. Причому відзначаються як давно вже виміряні твердотільні припливи (вперше зареєстровані методом РСДБ), а й прогини, які під впливом змін атмосферного тиску, ваги води у океані і ваги грунтових вод. Для визначення параметрів обертання Землі у світі щодня ведуться спостереження небесних радіоджерел, що координуються Міжнародною службою РСДБ для астрометрії та геодезії IVS. Отримані дані використовуються, зокрема, виявлення дрейфу площин орбіт супутників глобальної системи позиціонування GPS. Без внесення відповідних поправок, які отримуються з РСДБ-спостережень, похибка визначення довготи в системі GPS була б на порядки більша, ніж зараз. У певному сенсі РСДБ грає для GPS-навігації таку ж роль, що точні морські хронометри для навігації зірок у XVIII столітті. Точне знання параметрів обертання Землі також необхідне успішної навігації міжпланетних космічних станцій. Леонід Петров, Центр космічних польотів ім. Годдарда, NASA

→

Радіотелескоп є різновидом телескопа та застосовується для дослідження електромагнітного випромінювання об'єктів. Він дозволяє вивчати електромагнітне випромінювання астрономічних об'єктів у діапазоні несучих частот від десятків МГц до десятків ГГц. За допомогою радіотелескопа вчені можуть прийняти власне радіовипромінювання об'єкта і, ґрунтуючись на отриманих даних, досліджувати його характеристики, такі як координати джерел, просторова структура, інтенсивність випромінювання, а також спектр і поляризація.

Вперше радіокосмічне випромінювання було виявлено у 1931 році Карлом Янським, американським радіоінженером. Вивчаючи атмосферні радіоперешкоди, Янський виявив постійний радіошум. На той момент вчений точно не міг пояснити його походження і ототожнив його джерело з Чумацьким шляхом, а саме з центральною частиною, де знаходиться центр галактики. Тільки на початку 1940-х роботи Янського були продовжені і сприяли подальшому розвитку радіоастрономії.

Радіотелескоп складається з антеної системи, радіометра та реєструючої апаратури. Радіометр - це приймальний пристрій, за допомогою якого вимірюють потужність випромінювання малої інтенсивності в діапазоні радіохвиль (довжини хвиль від 0,1 мм до 1000 м). Іншими словами, радіотелескоп займає найбільш низькочастотне положення в порівнянні з іншими приладами, за допомогою яких досліджується електромагнітне випромінювання (наприклад, інфрачервоний телескоп, рентгенівський телескоп і т. д.).

Антена являє собою пристрій для збирання радіовипромінювання небесних об'єктів. Сонними характеристиками будь-якої антени є: чутливість (тобто мінімально можливий сигнал для виявлення), а також кутовий дозвіл (тобто здатність розділити випромінювання від кількох радіоджерел, які розташовані близько один до одного).

Дуже важливо, щоб радіотелескоп мав високу чутливість і хорошу роздільну здатність, тому що саме це дає можливість спостерігати менші просторові деталі досліджуваних об'єктів. Мінімальна щільність потоку DР, що реєструється, визначається співвідношенням:
DP=P/(S \sqrt(Dft))
де Р – потужність власних шумів радіотелескопа, S – ефективна площа антени, Df – смуга частот, які приймаються, t – час накопичення сигналу.

Антени, що використовуються в радіотелескопах, можна розділити на кілька основних типів (класифікація здійснюється залежно від діапазону довжин хвиль та призначення):
Антени повної апертури:параболічні антени (використовуються для спостереження на коротких хвилях; встановлені на поворотних пристроях), радіотелескоп зі сферичними дзеркалами (діапазон хвиль до 3 см, нерухома антена; переміщення в просторі променя антени здійснюється опроміненням різних частин дзеркала), радіотелескоп Крауса (довжина хвиль нерухоме вертикально розташоване сферичне дзеркало, на яке спрямоване випромінювання джерела за допомогою плоского дзеркала, встановленого під певним кутом), перископічні антени (невеликі розміри по вертикалі та великі у горизонтальному напрямку);
Антени із незаповненою апертурою(два типи залежно від способу відтворення зображення: послідовний синтез, апертурний синтез – див. нижче). Найпростіший інструмент даного типу – простий радіоінтерферометр (пов'язані між собою системи з двох радіотелескопів для одночасного спостереження за радіоджерелом: має більшу роздільну здатність, приклад: Інтерферометр з апертурним синтезом у Кембриджі, Англія, довжина хвилі 21 см). Інші типи антен: хрест (хрест Міллса з послідовним синтезом у Молонго, Австралія, довжина хвилі 73,5 см), кільце (інструмент типу послідовного синтезу в Калгурі, Австралія, довжина хвилі 375 см), складовий інтерферометр (інтерферометр з апертурним синтезом у Флерсі , Австралія, довжина хвилі 21).

Найточнішими у роботі є повноповоротні параболічні антени. У разі їх застосування чутливість телескопа посилюється за рахунок того, що таку антену можна направити в будь-яку точку піднебіння, накопичуючи сигнал від радіоджерела. Подібний телескоп виділяє сигнали космічних джерел і натомість різноманітних шумів. Дзеркало відображає радіохвилі, які фокусуються і вловлюються опромінювачем. Опромінювач є напівхвильовим диполем, що приймає випромінювання заданої довжини хвилі. Основна проблема використання радіотелескопів з параболічним дзеркалами полягає в тому, що при повороті дзеркало деформується під дією сил тяжіння. Саме через це у разі збільшення діаметра понад 150 м збільшуються відхилення при вимірах. Тим не менш, існують дуже великі радіотелескопи, які успішно працюють багато років.

Іноді для більш успішних спостережень використовують кілька радіотелескопів, встановлених на певній відстані один від одного. Така система називається радіоінтерферометр (див. вище). Принцип його дії полягає у вимірі та запису коливань електромагнітного поля, які породжуються окремими променями на поверхні дзеркала або іншій точці, через яку проходить той самий промінь. Після цього записи складаються з урахуванням фазового зсуву.

Якщо грати антен зробити не суцільною, а рознесеною на досить велику відстань, то вийде дзеркало великого діаметру. Така система працює за принципом "синтезу апертури". У цьому випадку роздільна здатність визначається відстанню між антенами, а не їх діаметром. Таким чином, дана система дозволяє не будувати величезні антени, а обійтися як мінімум трьома, розташованими з певними проміжками. Однією з найвідоміших подібних систем є VLA (Very Large Array). Цей масив розташований у США, штат Нью-Мексико. «Дуже великі грати» було створено 1981 року. Система складається з 27 повноповоротних параболічних антен, які розташовані вздовж двох ліній, що утворюють букву "V". Діаметр кожної антени сягає 25 метрів. Кожна антена може займати одну з 72 позицій, пересуваючись рейковими коліями. VLA за чутливістю відповідає антені діаметром 136 кілометрів і за кутовим дозволом перевершує кращі оптичні системи. Невипадково саме VLA використовувалася для пошуку води на Меркурії, радіо-корон навколо зірок та інших явищ.

За своєю конструкцією радіотелескопи найчастіше відкриті. Хоча в деяких випадках для того, щоб захистити дзеркало від погодних явищ (температурних змін та вітрових навантажень), телескоп поміщають усередину купола: суцільного (Хайстекська обсерваторія, 37-м радіотелескоп) або з розсувним вікном (11-м радіотелескоп на Кітт-Пік, США).

Нині перспективи використання радіотелескопів полягають у тому, що вони дозволяють налагодити зв'язок між антенами, що у різних країнах і навіть різних континентах. Подібні системи називаються радіоінтерферометрами із наддовгою базою (РСДБ). Мережа з 18 телескопів була використана в 2004 для спостереження за посадкою апарату «Гюйгенс» на Титан, супутник Сатурна. Ведеться проектування системи ALMA, що складається з 64 антен. Перспектива на майбутнє – запуск антен інтерферометра у космос.

Принцип дії радіотелескопу

2.1.1 Радіотелескоп складається з двох основних елементів: антенного пристрою та дуже чутливого приймального пристрою – радіометра. Радіометр посилює прийняте антеною радіовипромінювання і перетворює його у форму, зручну для реєстрації та обробки.

Конструкції антен радіотелескопів відрізняються великою різноманітністю, що обумовлено дуже широким діапазоном довжин хвиль, що використовуються радіоастрономії (від 0,1 мм до 1000 м). Антени радіотелескопів, що приймають мм, см, дм і метрові хвилі, найчастіше є параболічними відбивачами, подібними до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач - пристрій, що збирає радіовипромінювання, яке прямує на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід радіометра, і, після посилення та детектування, сигнал реєструється на стрічці електровимірювального приладу. На сучасних радіотелескоп аналоговий сигнал з виходу радіометра перетворюється на цифровий і записується на жорсткий диск у вигляді одного або декількох файлів.

Для направлення антен в досліджувану область піднебіння їх встановлюють зазвичай на азімутальних монтування, що забезпечують повороти по азимуту і висоті (повноповоротні антени). Існують також антени, що допускають лише обмежені повороти і навіть повністю нерухомі. Напрямок прийому в антенах останнього типу (зазвичай дуже великого розміру) досягається шляхом переміщення опромінювачів, які сприймають відбите від антени радіовипромінювання.

2.1.2 Принцип роботи радіотелескопа більше схожий принципом роботи фотометра, ніж оптичного телескопа. Радіотелескоп не може будувати зображення безпосередньо, він лише вимірює енергію випромінювання, що надходить із напрямку, в якому «дивиться» телескоп. Таким чином, щоб отримати зображення протяжного джерела, радіотелескоп повинен проміряти його яскравість у кожній точці.

Зважаючи на дифракцію радіохвиль на апертурі телескопа, вимір напряму на точкове джерело відбувається з деякою помилкою, яка визначається діаграмою спрямованості антени і накладає фундаментальне обмеження на роздільну здатність інструменту:

де - Довжина хвилі, - Діаметр апертури. Висока роздільна здатність дозволяє спостерігати дрібніші просторові деталі досліджуваних об'єктів. Щоб покращити роздільну здатність, потрібно або зменшити довжину хвилі, або збільшити апертуру. Однак використання малих довжин хвиль підвищує вимоги до якості поверхні дзеркала. Тому зазвичай йдуть шляхом збільшення апертури. Збільшення апертури також дозволяє покращити ще одну важливу характеристику – чутливість. Радіотелескоп повинен мати високу чутливість, щоб забезпечити надійну реєстрацію якомога слабших джерел. Чутливість визначається рівнем флюктуацій щільності потоку:

,

де - потужність власних шумів радіотелескопа, - ефективна площа (збираюча поверхня) антени, - смуга частот і - час накопичення сигналу. Для підвищення чутливості радіотелескопів збільшують їхню збираючу поверхню і застосовують малошумливі приймачі та підсилювачі на основі мазерів, параметричних підсилювачів і т.д.

Телескоп це унікальний оптичний прилад, призначений для спостереження за небесними тілами. Використання приладів дозволяє розглянути різні об'єкти, не тільки ті, які розташовуються недалеко від нас, але і ті, які знаходяться за тисячі світлових років від нашої планети. То що таке телескоп і хто його вигадав?

Перший винахідник

Телескопічні пристрої з'явилися у сімнадцятому столітті. Однак досі ведуться дебати, хто винайшов телескоп першим - Галілей чи Ліпперсхей. Ці суперечки пов'язані з тим, що обидва вчені приблизно одночасно вели розробки оптичних пристроїв.

У 1608 Ліпперсхей розробив окуляри для знаті, що дозволяють бачити віддалені об'єкти поблизу. У цей час точилися військові переговори. Армія швидко оцінила користь розробки та запропонувала Ліпперсхею не закріплювати авторські права за пристроєм, а доопрацювати його так, щоб у нього можна було б дивитися двома очима. Вчений погодився.

Нову розробку вченого не вдалося утримати таємно: відомості про неї було опубліковано у місцевих друкованих виданнях. Журналісти того часу назвали прилад зоровою трубою. У ній використовувалися дві лінзи, які дозволяли збільшити предмети та об'єкти. З 1609 року в Парижі щосили продавали труби з триразовим збільшенням. З цього року будь-яка інформація про Ліпперсхеї зникає з історії, а з'являються відомості про іншого вченого та його нові відкриття.

Приблизно в ті ж роки італієць Галілео займався шліфуванням лінз. У 1609 року він представив суспільству нову розробку - телескоп із трикратним збільшенням. Телескоп Галілея мав вищу якість зображення, ніж труби Ліпперсхея. Саме дітище італійського вченого отримало назву «телескоп».

У сімнадцятому столітті телескопи виготовлялися голландськими вченими, але мали низьку якість зображення. І лише Галілею вдалося розробити таку методику шліфування лінз, яка дозволила чітко збільшити об'єкти. Він зміг отримати двадцятикратне збільшення, що було на той час справжнім проривом у науці. Тому неможливо сказати, хто винайшов телескоп: якщо за офіційною версією, то саме Галілео представив світові пристрій, який він назвав телескопом, а якщо дивитися за версією розробки оптичного приладу для збільшення об'єктів, то першим був Ліпперсхей.

Перші спостереження за небом

Після появи першого телескопа було зроблено унікальні відкриття. Галілео застосував свою розробку для відстеження небесних тіл. Він першим побачив і замалював місячні кратери, плями на Сонці, а також розглянув зірки Чумацького Шляху, супутники Юпітера. Телескоп Галілея дав можливість побачити обручки у Сатурна. До відома, у світі досі є телескоп, працюючий за тим самим принципом, як і пристрій Галілея. Він знаходиться у Йоркській обсерваторії. Апарат має діаметр 102 сантиметри та справно служить вченим для відстеження небесних тіл.

Сучасні телескопи

Протягом століть вчені постійно змінювали устрою телескопів, розробляли нові моделі, покращували кратність збільшення. В результаті вдалося створити малі та великі телескопи, що мають різне призначення.

Малі зазвичай застосовують для домашніх спостережень за космічними об'єктами, а також спостереження за близькими космічними тілами. Великі апарати дозволяють розглянути та зробити знімки небесних тіл, розташованих за тисячі світлових років від Землі.

Види телескопів

Існує кілька різновидів телескопів:

1. Дзеркальні.
2. Лінзові.
3. Катадіоптричні.

До лінзових відносять рефрактори Галілея. До дзеркальних відносять пристрої рефлекторного типу. А що таке телескоп катадіоптричний? Це унікальна сучасна розробка, в якій поєднується лінзовий та дзеркальний прилад.

Лінзові телескопи

Телескопи астрономії відіграють важливу роль: вони дозволяють бачити комети, планети, зірки та інші космічні об'єкти. Одними з перших розробок були лінзові апарати.

У кожному телескоп є лінза. Це головна деталь будь-якого пристрою. Вона заломлює промені світла і збирає в точці, під назвою фокус. Саме у ній будується зображення об'єкта. Щоб розглянути зображення, використовують окуляр.

Лінза розміщується таким чином, щоб окуляр та фокус збігалися. У сучасних моделях для зручного спостереження телескоп застосовують рухливі очки. Вони допомагають настроїти різкість зображення.

Усі телескопи мають аберацію - спотворенням аналізованого об'єкта. Лінзові телескопи мають кілька спотворень: хроматичну (спотворюються червоні та сині промені) та сферичну аберацію.

Дзеркальні моделі

Дзеркальні телескопи називають рефлекторами. Там встановлюється сферичне дзеркало, яке збирає світловий пучок і відбиває його з допомогою дзеркала на окуляр. Для дзеркальних моделей не характерна хроматична аберація, оскільки світло не заломлюється. Однак у дзеркальних приладів виражена сферична аберація, яка обмежує поле зору телескопа.

У графічних телескопах використовуються складні конструкції, дзеркала зі складними поверхнями, що відрізняються від сферичних.

Незважаючи на складність конструкції, дзеркальні моделі легко розробляти, ніж лінзові аналоги. Тому цей вид найпоширеніший. Найбільший діаметр телескопа дзеркального типу становить понад сімнадцять метрів. На території Росії найбільший апарат має діаметр шість метрів. Протягом багатьох років він вважався найбільшим у світі.

Характеристики телескопів

Багато хто купує оптичні апарати для спостережень за космічними тілами. При виборі пристрою важливо знати не тільки те, що таке телескоп, а й те, які характеристики він має.

1. Збільшення. Фокусна відстань окуляра та об'єкта – це кратність збільшення телескопа. Якщо фокусна відстань об'єктива два метри, а в окуляра - п'ять сантиметрів, то такий пристрій матиме сорокакратне збільшення. Якщо окуляр замінити, збільшення буде іншим.
2. Розширення. Як відомо, світла властиві заломлення та дифракція. В ідеалі будь-яке зображення зірки виглядає як диск із кількома концентричними кільцями, званими дифракційними. Розміри дисків обмежені лише можливостями телескопа.

Телескопи без очей

А що таке телескоп без ока, навіщо його використовують? Як відомо, у кожної людини очі сприймають зображення по-різному. Одне око може бачити більше, а інше – менше. Щоб вчені змогли розглянути все, що їм потрібно побачити, використовують телескопи без очей. Ці апарати передають картинку на екрани моніторів, через які кожен бачить зображення саме таким, яким воно є, без спотворень. Для малих телескопів з цією метою розроблені камери, що підключаються до апаратів та знімають небо.

Найсучаснішими методами бачення космосу стало використання ПЗЗ камер. Це спеціальні світлочутливі мікросхеми, які збирають інформацію з телескопа і передають її на ЕОМ. Дані, що отримуються з них, настільки чіткі, що неможливо уявити, якими ще пристроями можна було б отримати такі відомості. Адже очі людей не можуть розрізняти всі відтінки з такою високою чіткістю, як це роблять сучасні камери.

Для вимірювання відстаней між зірками та іншими об'єктами користуються спеціальними приладами – спектрографами. Їх підключають до телескопів.

Сучасний астрономічний телескоп - це один пристрій, а відразу кілька. Отримані дані з кількох апаратів обробляються і виводяться на монітори як зображень. Причому після обробки вчені одержують зображення дуже високої чіткості. Побачити очима у телескоп такі самі чіткі зображення космосу неможливо.

Радіотелескопи

Астрономи для наукових розробок використовують величезні радіотелескопи. Найчастіше вони виглядають як величезні металеві чаші з параболічною формою. Антени збирають одержуваний сигнал і обробляють отриману інформацію зображення. Радіотелескопи можуть приймати лише одну хвилю сигналів.

Інфрачервоні моделі

Яскравим прикладом інфрачервоного телескопа є апарат імені Хаббла, хоча може бути одночасно і оптичним. Багато в чому конструкція інфрачервоних телескопів схожа на конструкцію оптичних дзеркальних моделей. Теплові промені відображаються звичайним телескопічним об'єктивом і фокусуються в одній точці, де знаходиться прилад, що вимірює тепло. Отримані теплові промені пропускаються через теплові фільтри. Тільки після цього відбувається фотографування.

Ультрафіолетові телескопи

При фотографуванні фотоплівка може засвічуватись ультрафіолетовими променями. У деякій частині ультрафіолетового діапазону можна приймати зображення без обробки і засвічування. А в деяких випадках необхідно, щоб промені світла пройшли через спеціальну конструкцію – фільтр. Їх використання допомагає виділити випромінювання певних ділянок.

Існують й інші види телескопів, кожен із яких має своє призначення та особливі характеристики. Це такі моделі як рентгенівські, гамма-телескопи. За своїм призначенням усі існуючі моделі можна поділити на аматорські та професійні. І це не вся класифікація апаратів для відстеження небесних тіл.

ФДБОУ ВПО «Таганрозький державний педагогічний інститут імені О.П. Чехова»

Радіоастрономія. Радіотелескопи.

Основні характеристики.

Виконала студентка

фізико-математичного факультету

51 групи: Мазур В.Г.

Таганрог

Вступ

Радіоастрономія 1. Порівняння з оптичною астрономією…………………………. 2. Діапазони реєстрованого радіовипромінювання……………….. 3. Історична довідка………………………………………….. Радіотелескопи…………………………………………………. 4. Принцип роботи ……………………………………………….. 5. Радіоінтерферометри…………………………………………. 6. Перші радіотелескопи ………………………………………. 7. Класифікація радіотелескопів……………………………… а) Антени із заповненою апертурою…………………………… б) Параболоїди обертання………………………………………… в) Параболічні циліндри…………………………………… г) Антени з плоскими відбивачами…………………………… д) Земляні чаші…………………………………………………. е) Антенні грати (синфазні антени)…………………… ж) Антени з незаповненою апертурою………………………… Висновок Список літератури

Вступ

Радіоастрономія - це розділ астрономії, який вивчає космічні об'єкти шляхом аналізу радіовипромінювання, що надходить від них. Багато космічних тіл випромінюють радіохвилі, що досягають Землі: це, зокрема, зовнішні шари Сонця та атмосфер планет, хмари міжзоряного газу. Радіовипромінюванням супроводжуються такі явища, як взаємодія турбулентних потоків газу і ударні хвилі в міжзоряному середовищі, швидке обертання нейтронних зірок з сильним магнітним полем, "вибухові" процеси в ядрах галактик і квазарів, сонячні спалахи та ін. Приходять до Землі радіо . Ці сигнали приймаються та посилюються за допомогою спеціальної електронної техніки, а потім реєструються в аналоговому чи цифровому вигляді. Часто радіоастрономічна техніка виявляється більш чутливою і далекоючою, ніж оптична.

Радіотелескоп - астрономічний інструмент для прийому власного радіовипромінювання небесних об'єктів (в Сонячній системі, Галактиці та Метагалактиці) та дослідження їх характеристик, таких як: координати, просторова структура, інтенсивність випромінювання, спектр та поляризація.

РАДІОАСТРОНОМІЯ

§1.Порівняння з оптичною астрономією

З усіх видів космічного електромагнітного випромінювання до поверхні Землі крізь її атмосферу проходять, практично не слабшаючи, тільки видиме світло, близьке (короткохвильове) інфрачервоне випромінювання та частина спектру радіохвиль. З одного боку, радіохвилі, що мають значно більшу довжину хвилі, ніж оптичне випромінювання, легко проходять крізь хмарні атмосфери планет та хмари міжзоряного пилу, непрозорі для світла. З іншого боку, лише найкоротші радіохвилі проходять крізь прозорі для світла області іонізованого газу навколо зірок та у міжзоряному просторі. Слабкі космічні сигнали радіоастрономи вловлюють за допомогою радіотелескопів, основними елементами яких є антени. Зазвичай це металеві рефлектори у вигляді параболоїда. У фокусі рефлектора, там, де концентрується випромінювання, поміщають пристрій, що збирає, у вигляді рупора або диполя, яке відводить зібрану енергію радіовипромінювання до приймальної апаратури. Рефлектори діаметром до 100 м роблять рухомими та повноповоротними; вони можуть наводитися на об'єкт у будь-якій частині неба та стежити за ним. Найбільші рефлектори (до 300 м у діаметрі) - нерухомі, у вигляді величезної сферичної чаші, а наведення на об'єкт відбувається за рахунок обертання Землі та переміщення опромінювача у фокусі антени. Рефлектори ще більшого розміру мають вигляд частини параболоїда. Чим більший розмір рефлектора, тим детальніше спостерігається радіокартина. Часто для її поліпшення один об'єкт спостерігають синхронно двома радіотелескопами або цілою системою, що містить кілька десятків антен, рознесених іноді на тисячі кілометрів.

§2. Діапазони радіовипромінювання, що реєструється.

Крізь земну атмосферу проходять радіохвилі завдовжки кількох міліметрів до 30 м, тобто. у діапазоні частот від 10 МГц до 200 ГГц. Таким чином, радіоастрономи мають справу з частотами, помітно вищими, ніж, наприклад, широкомовний радіодіапазон середніх або коротких хвиль. Однак з появою УКХ та телевізійного мовлення в діапазоні частот 50-1000 МГц, а також радіолокаторів (радарів) у діапазоні 3-30 ГГц у радіоастрономів виникли проблеми: потужні сигнали земних передавачів у цих діапазонах заважають прийому слабких космічних сигналів. Тому міжнародними угодами радіоастрономам виділено для спостереження космосу кілька діапазонів частот, у яких заборонено передачу сигналів.

§3. Історична довідка

Радіоастрономія як наука почалася 1931 року, коли К.Янський з компанії "Белл телефон" став вивчати перешкоди радіозв'язку і виявив, що вони приходять із центральної частини Чумацького Шляху. Перший радіотелескоп збудував у 1937-1938 радіоінженер Г.Ребер, який самостійно зробив у себе в саду з листів заліза 9-метровий рефлектор, в принципі такий самий, як нинішні гігантські параболічні антени. Ребер склав першу радіокарту неба і виявив, що на хвилі 1,5 м випромінює весь Чумацький Шлях, але найсильніше його центральна частина. У лютому 1942 Дж.Хей зауважив, що у метровому діапазоні Сонце створює перешкоди радіолокаторам, коли у ньому відбуваються спалахи; радіовипромінювання Сонця в сантиметровому діапазоні 1942-1943 відкрив Дж. Саутворт. Планомірний розвиток радіоастрономії розпочався після Другої світової війни. У Великій Британії було створено велику обсерваторію Джодрелл-Бенк (Манчестерський університет) і станцію Кавендиської лабораторії (Кембридж). Радіофізична лабораторія (Сідней) організувала кілька станцій Австралії. Нідерландські радіоастрономи почали вивчати хмари міжзоряного водню. У СРСР були побудовані радіотелескопи під Серпуховом, у Пулкові, Криму. Найбільшими радіообсерваторіями США є Національні радіоастрономічні обсерваторії в Грін-Бенк (шт. Зах. Каліфорнія), Лінкольнівська лабораторія Массачусетського технологічного інституту та обсерваторія Ок-Рідж Гарвардського університету (шт. Массачусетс), обсерваторія Хет-Крік Каліфорнійського університету в Берклі (шт. Каліфорнія), Радіоастрономічна обсерваторія п'яти кол.

Радіотелескопи

Радіотелескоп займає початкове, по діапазону частот, становище серед астрономічних інструментів дослідження електромагнітного випромінювання. Більш високочастотними є телескопи теплового, видимого, ультрафіолетового, рентгенівського та гамма випромінювання.

Радіотелескопи переважно розташовувати далеко від головних населених пунктів, щоб максимально зменшити електромагнітні перешкоди від радіостанцій, телебачення, радарів та інших випромінюючих пристроїв. Розміщення радіообсерваторії у долині чи низині ще краще захищає її від впливу техногенних електромагнітних шумів.

Радіотелескоп складається з двох основних елементів: антенного пристрою та дуже чутливого приймального пристрою – радіометра. Радіометр посилює прийняте антеною радіовипромінювання, і перетворює його у форму, зручну для реєстрації та обробки.

Конструкції антен радіотелескопів відрізняються великою різноманітністю, що обумовлено дуже широким діапазоном довжин хвиль, що використовуються радіоастрономії (від 0,1 мм до 1000 м). Антени радіотелескопів, що приймають мм, см, дм і метрові хвилі, найчастіше є параболічними відбивачами, подібними до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач - пристрій, що збирає радіовипромінювання, яке прямує на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід радіометра, і, після посилення та детектування, сигнал реєструється на стрічці електровимірювального приладу . На сучасних радіотелескоп аналоговий сигнал з виходу радіометра перетворюється на цифровий і записується на жорсткий диск у вигляді одного або декількох файлів.

Для направлення антен в досліджувану область піднебіння їх встановлюють зазвичай на азімутальних монтування, що забезпечують повороти по азимуту і висоті (повноповоротні антени). Існують також антени, що допускають лише обмежені повороти і навіть повністю нерухомі. Напрямок прийому в антенах останнього типу (зазвичай дуже великого розміру) досягається шляхом переміщення опромінювачів, які сприймають відбите від антени радіовипромінювання.

§4. Принцип роботи

Принцип роботи радіотелескопа більше схожий принципом роботи фотометра, ніж оптичного телескопа. Радіотелескоп не може будувати зображення безпосередньо, він лише вимірює енергію випромінювання, що надходить із напрямку, в якому «дивиться» телескоп. Таким чином, щоб отримати зображення протяжного джерела, радіотелескоп повинен проміряти його яскравість у кожній точці.

Зважаючи на дифракцію радіохвиль на апертурі телескопа, вимір напряму на точкове джерело відбувається з деякою помилкою, яка визначається діаграмою спрямованості антени і накладає фундаментальне обмеження на роздільну здатність інструменту:

де - Довжина хвилі, - Діаметр апертури. Висока роздільна здатність дозволяє спостерігати дрібніші просторові деталі досліджуваних об'єктів. Щоб покращити роздільну здатність, потрібно або зменшити довжину хвилі, або збільшити апертуру. Однак використання малих довжин хвиль підвищує вимоги щодо якості поверхні дзеркала (див. критерій Релея). Тому зазвичай йдуть шляхом збільшення апертури. Збільшення апертури також дозволяє покращити ще одну важливу характеристику – чутливість. Радіотелескоп повинен мати високу чутливість, щоб забезпечити надійну реєстрацію якомога слабших джерел. Чутливість визначається рівнем флюктуацій щільності потоку:

,

де - потужність власних шумів радіотелескопа, - ефективна площа (збираюча поверхня) антени, - смуга частот і - час накопичення сигналу. Для підвищення чутливості радіотелескопів збільшують їхню збираючу поверхню і застосовують малошумливі приймачі та підсилювачі на основі мазерів, параметричних підсилювачів і т.д.

§5. Радіоінтерферометри

Крім збільшення діаметра апертури, існує ще один спосіб збільшити роздільну здатність (або звузити діаграму спрямованості). Якщо взяти дві антени, розташовані на відстані d(База) один від одного, то сигнал від джерела до однієї з них приходити трохи раніше, ніж до іншої. Якщо потім сигнали з двох антен проінтерферувати, з результуючого сигналу за допомогою спеціальної математичної процедури редукції можна буде відновити інформацію про джерело з ефективним дозволом . Така процедура редукції називається апертурним синтезом. Інтерференція може проводитися як апаратно, шляхом подачі сигналу кабелями і хвилеводами в загальний змішувач, так і на ЕОМ з попередньо оцифрованими за мітками точного часу і збереженими на носій сигналами. Сучасні технічні засоби дозволили створити систему РСДБ, яка включає телескопи розташовані на різних материках і рознесені на кілька тисяч кілометрів.

§6. Перші радіотелескопи

Початок - Карл Янський

Копія радіотелескопуЯнського

Історія радіотелескопівбере свій початок у 1931 році, з експериментів Карла Янського на полігоні фірми Bell Telephone Labs. Для дослідження напрямку приходу грозових перешкод він побудував вертикально поляризовану односпрямовану антену типу полотна Брюса. Розміри конструкції становили 30.5 м у довжину та 3.7 м у висоту. Робота велася на хвилі 14.6 м (20.5 МГц). Антена була пов'язана з чутливим приймачем, на виході якого стояв самописець із великою постійною добою.

Запис випромінювань, отриманий Янським 24 лютого 1932 року. Максимуми (стрілки) повторюються через 20 хв. - Період повного обороту антени.

У грудні 1932 р. Янський вже повідомляв про перші результати, отримані на своїй установці. У статті повідомлялося про виявлення «…постійного шипіння невідомого походження», яке «… важко відрізнити від шипіння, що викликається шумами самої апаратури. Напрямок приходу перешкод, що шипають, змінюється поступово протягом дня, роблячи повний оборот за 24 години». У двох своїх наступних роботах, у жовтні 1933 року та жовтні 1935 року, Карл Янський поступово приходить до висновку, що джерелом його нових перешкод є центральна область нашої галактики. Причому найбільший відгук виходить, коли антена спрямована на центр Чумацького Шляху.

Янський усвідомлював, що прогрес у радіоастрономії вимагатиме антен великих розмірів з гострішими діаграмами, які мають бути легко орієнтовані в різних напрямках. Він сам запропонував конструкцію параболічної антени із дзеркалом 30.5 м у діаметрі для роботи на метрових хвилях. Однак його пропозиція не отримала підтримки в США.

Друге народження - Гроут Ребер

Меридіанний радіотелескопГроута Ребера

У 1937 році Гроут Ребер, радіоінженер з Уетона (США, штат Іллінойс) зацікавився роботою Янського і сконструював у задньому дворі будинку своїх батьків антену з параболічним рефлектором діаметром 9,5 м. Ця антена мала меридіанну монтування, тобто була керована , А зміна положення пелюстки діаграми по прямому сходженню досягалося рахунок обертання Землі. Антена Ребера була меншою, ніж у Янського, але працювала на більш коротких хвилях, і її діаграма спрямованості була значно гострішою. У антени Ребера промінь мав конічну форму з шириною 12° за рівнем половинної потужності, у той час як у променя Янського антени була віялоподібна форма шириною 30° за рівнем половинної потужності в найбільш вузькому перерізі .

Навесні 1939 року Ребер виявив на хвилі 1,87 м (160 МГц) випромінювання з помітною концентрацією в площині Галактики та опублікував деякі результати.

Радіо карта небозводу, отриманаГроутом Ребером1944 р.

Удосконалюючи свою апаратуру, Ребер розпочав систематичний огляд неба і в 1944 опублікував перші радіокарти хмарочоса на хвилі 1,87 м . На картах виразно видно центральні області Чумацького Шляху та яскраві радіоджерела у сузір'ї Стрільця, Лебідь A, Касіопея A, Великого Пса та Корми. Карти Ребер досить хороші навіть в порівнянні з сучасними картами, метрових довжин хвиль.

Після Другої світової війни було зроблено суттєві технологічні поліпшення в галузі радіоастрономії вченими в Європі, Австралії та США. Таким чином почався розквіт радіоастрономії, який призвів до освоєння міліметрових та субміліметрових довжин хвиль, що дозволяють досягти значно більших дозволів.

§7. Класифікація радіотелескопів

Широкий діапазон довжин хвиль, різноманітність об'єктів досліджень у радіоастрономії, швидкі темпи розвитку радіофізики та радіотелескопобудування, велика кількість незалежних колективів радіоастрономів призвели до великої різноманітності типів радіотелескопів. Найбільш природно класифікувати радіотелескопи за характером заповнення їх апертури та за методами фазування НВЧ поля (рефлектори, рефрактори, незалежний запис полів)

Антени із заповненою апертурою

Антени цього типу схожі на дзеркала оптичних телескопів і є найбільш простими та звичними у використанні. Антени із заповненою апертурою просто збирають сигнал від об'єкта, що спостерігається, і фокусують його на приймачі. Записаний сигнал вже несе в собі наукову інформацію і не потребує синтезу. Недоліком таких антен є низька роздільна здатність. Антени з незаповненою апертурою можна розділити на кілька класів за формою їхньої поверхні та методом монтування.

Параболоїди обертання

Практично всі антени такого типу встановлюються на Альт-азимутальних монтування і є повноповоротним. Головною їхньою перевагою є те, що такі радіотелескопи можуть, як і оптичні, наводитися на об'єкт та вести його. Таким чином, спостереження можуть проводитися в будь-який час, доки об'єкт, що досліджується, знаходиться над горизонтом. Типові представники: Радіотелескоп Грін-Бенк, РТ-70, калязінський радіотелескоп.

Параболічні циліндри

Будівництво повноповоротних антен пов'язане з певними труднощами, пов'язаними з величезною масою таких конструкцій. Тому будують нерухомі та напіврухливі системи. Вартість та складність таких телескопів зростає набагато повільніше з їх зростанням розмірів. Параболічний циліндр збирає промені над точці, але в прямий, паралельної його утворює (фокальна лінія). Через це телескопи даного типу мають несиметричну діаграму спрямованості та різну роздільну здатність по різних осях. Ще одним недоліком таких телескопів є те, що через обмежену рухливість для спостереження їм доступна тільки частина неба. Представники: радіотелескоп Іллінойського університету, індійський телескоп в Уті.

Хід променів у телескопі Нансе

Антени з плоскими відбивачами

Для роботи на параболічному циліндрі потрібно, щоб на фокальній лінії було розміщено кілька детекторів, сигнал яких складається з урахуванням фаз. На коротких хвилях це зробити непросто через великі втрати в лініях зв'язку. Антени з плоским відбивачем дозволяють обійтися лише одним приймачем. Такі антени складаються з двох частин: рухомого плоского дзеркала та нерухомого параболоїда. Рухливе дзеркало наводиться на об'єкт і відображає промені на параболоїд. Параболоїд концентрує промені в точці фокусу, де розташовується приймач. Такому телескопу доступна лише частина піднебіння для спостережень. Представники: радіотелескоп Крауса, Великий радіотелескоп у Нансе.

Земляні чаші

Прагнення здешевити конструкцію призвело астрономів до думки про використання природного рельєфу як дзеркало телескопа. Представником цього типу став 300-метровий радіотелескоп Аресібо. Він розташований у карстовій лійці, дно якої вимощене алюмінієвими листами у формі сфероїду. приймач на спеціальних опорах підвішується над дзеркалом. Недоліком даного інструменту є те, що доступна область неба в межах 20° від зеніту.

Антенні грати (синфазні антени)

Такий телескоп складається з безлічі елементарних опромінювачів (диполів або спіралей) розташованих на відстані меншій, ніж довжина хвилі. Завдяки точному управлінню фазою кожного елемента, вдається домогтися високої роздільної здатності та ефективної площі. Недоліком таких антен є те, що вони виготовляються під певну довжину хвилі. Представники: радіотелескоп БСА у Пущині.

Антени із незаповненою апертурою

Найбільш важливими для цілей астрономії є дві характеристики радіотелескопів: роздільна здатність та чутливість. При цьому чутливість пропорційна площі антени, а роздільна здатність - максимальному розміру. Таким чином, найпоширеніші круглі антени дають найгірший дозвіл за тієї ж ефективної площі. Тому в радіоастрономії з'явилися телескопи з малою

Телескоп ДКР-1000, із незаповненою апертурою

площею, але великою роздільною здатністю. Такі антени отримали назву антен із незаповненою апертуроютому що вони мають «дірки» в апертурі, що перевершують довжину хвилі. Щоб отримати зображення з таких антен, спостереження потрібно проводити як синтезу апертур. Для апертурного синтезу достатньо двох синхронно працюючих антен, розташованих на певній відстані, яку називають базою. Щоб відновити зображення джерела, потрібно проміряти сигнал на всіх можливих базах з деяким кроком до максимальної .

Якщо антени всього дві, то доведеться проводити спостереження, потім міняти базу, проводити спостереження в наступній точці, знову міняти базу тощо. Такий синтез називається послідовним. За таким принципом працює класичний радіоінтерферометр. Недолік послідовного синтезу полягає в тому, що він вимагає багато часу і не може виявити змінність радіоджерел на короткі часи. Тому частіше застосовується паралельний синтез. У ньому бере участь відразу багато антен (приймачів), які одночасно проводять вимірювання для всіх необхідних баз. Представники: «Північний хрест» в Італії, радіотелескоп ДКР-1000 у Пущині.

Великі масиви типу VLA часто належать до послідовного синтезу. Однак, зважаючи на велику кількість антен, практично всі бази вже представлені, і додаткових перестановок зазвичай не потрібно.

Список радіотелескопів.

Розташування	Тип антени	Розмір	Мінімальна робоча довжина хвилі
США, Грін Бенк	Параболічний сегмент з активною поверхнею
Росія, Калязинська радіоастрономічна обсерваторія	Параболічний рефлектор
Росія, Ведмежі Озера	Параболічний рефлектор
Японія, Нобеяма	Параболічний рефлектор
Італія, Медичина	Параболічний рефлектор
Іспанія, Гранада	Параболічний рефлектор
Пуерто-Ріко, Пуерто-Ріко, Аресібо	Сферичний рефлектор
Росія, Бадари, Сибірський сонячний радіотелескоп	Масив антен 128х128 елементів (хрестоподібний радіоінтерферометр)
Франція, Нансі	Дводзеркальний
Індія, Уті	Параболічний циліндр
Італія, Медичина, «Північний хрест»	«Т» із двох параболічних циліндрів

Список літератури

1. Фізика космосу: мал. енц., 1986, с. 533

2. Каплан С. А.Як виникла радіоастрономія// Елементарна радіоастрономія. – М.: Наука, 1966. – С. 12. – 276 с.

3. 1 2 Краус Д. Д. 1.2. Коротка історія перших років радіоастрономії// Радіоастрономія/За ред. В. В. Железнякова. - М: Радянське радіо, 1973. - С. 14-21. – 456 с.

4. Велика Радянська Енциклопедія. - СРСР: Радянська енциклопедія, 1978.

5. Електромагнітне випромінювання. Вікіпедія.

6. Радіотелескоп / / Фізика космосу: Маленька енциклопедія / За ред. Р. А. Сюняєва. - 2-ге вид. - М: Рад. енциклопедія, 1986. – С. 560. – 783 с. - ISBN 524(03)

7. П.І.Бакулін, Е.В.Кононович, В.І.МорозКурс загальної астрономії. - М: Наука, 1970.

8. 1 2 3 4 Джон Д. Краус.Радіоастрономія. - М: Радянське радіо, 1973.

9. Jansky K.G. Directional Studies of Atmospherics at Hight Frequencies. - Proc. IRE, 1932. – Т. 20. – С. 1920-1932.

10. Jansky K.G. Electrical disturbances apparently of extraterrestrial origin.. - Proc. IRE, 1933. – Т. 21. – С. 1387-1398.

11. Jansky K.G.Натисніть на веб-сторінці міжстореневої інтерференції.. - Proc. IRE, 1935. – Т. 23. – С. 1158-1163.

12. Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., June, 1940. – Т. 91. – С. 621-624.

13. Reber G. Cosmic Static. - Proc. IRE, February, 1940. – Т. 28. – С. 68-70.

14. 1 2 Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., November, 1944. – Т. 100. – С. 279-287.

15. Reber G. Cosmic Static. - Proc. IRE, August, 1942. – Т. 30. – С. 367-378.

16. 1 2 Н.А.Есепкіна, Д.В.Корольков, Ю.Н.Парійський.Радіотелескопи та радіометри. - М: Наука, 1973.

17. Радіотелескоп Іллінойського університету.

18. 1 2 Л. М. Гінділіс «SETI: Пошук Позаземного Розуму»