Радиоастрономия. Для чего нужны радиотелескопы

Телескоп - это уникальный оптический прибор, предназначенный для наблюдения за небесными телами. Использование приборов позволяет рассмотреть самые разные объекты, не только те, которые располагаются недалеко от нас, но и те, которые находятся за тысячи световых лет от нашей планеты. Так что такое телескоп и кто его придумал?

Первый изобретатель

Телескопические устройства появились в семнадцатом веке. Однако по сей день ведутся дебаты, кто изобрел телескоп первым - Галилей или Липперсхей. Эти споры связаны с тем, что оба ученых примерно в одно время вели разработки оптических устройств.

В 1608 году Липперсхей разработал очки для знати, позволяющие видеть удаленные объекты вблизи. В это время велись военные переговоры. Армия быстро оценила пользу разработки и предложила Липперсхею не закреплять авторские права за устройством, а доработать его так, чтобы в него можно было бы смотреть двумя глазами. Ученый согласился.

Новую разработку ученого не удалось удержать втайне: сведения о ней были опубликованы в местных печатных изданиях. Журналисты того времени назвали прибор зрительной трубой. В ней использовалось две линзы, которые позволяли увеличить предметы и объекты. С 1609 года в Париже вовсю продавали трубы с трехкратным увеличением. С этого года какая-либо информация о Липперсхее исчезает из истории, а появляются сведения о другом ученом и его новых открытиях.

Примерно в те же годы итальянец Галилео занимался шлифовкой линз. В 1609 году он представил обществу новую разработку - телескоп с трехкратным увеличением. Телескоп Галилея имел более высокое качество изображения, чем трубы Липперсхея. Именно детище итальянского ученого получило название «телескоп».

В семнадцатом веке телескопы изготавливались голландскими учеными, но они имели низкое качество изображения. И только Галилею удалось разработать такую методику шлифовки линз, которая позволила увеличить четко объекты. Он смог получить двадцатикратное увеличение, что было в те времена настоящим прорывом в науке. Исходя из этого невозможно сказать, кто изобрел телескоп: если по официальной версии, то именно Галилео представил миру устройство, которое он назвал телескопом, а если смотреть по версии разработки оптического прибора для увеличения объектов, то первым был Липперсхей.

Первые наблюдения за небом

После появления первого телескопа были сделаны уникальные открытия. Галилео применил свою разработку для отслеживания небесных тел. Он первым увидел и зарисовал лунные кратеры, пятна на Солнце, а также рассмотрел звезды Млечного Пути, спутники Юпитера. Телескоп Галилея дал возможность увидеть кольца у Сатурна. К сведению, в мире до сих пор есть телескоп, работающий по тому же принципу, что и устройство Галилея. Он находится в Йоркской обсерватории. Аппарат имеет диаметр 102 сантиметра и исправно служит ученым для отслеживания небесных тел.

Современные телескопы

На протяжении столетий ученые постоянно изменяли устройства телескопов, разрабатывали новые модели, улучшали кратность увеличения. В результате удалось создать малые и большие телескопы, имеющие разное назначение.

Малые обычно применяют для домашних наблюдений за космическими объектами, а также для наблюдения за близкими космическими телами. Большие аппараты позволяют рассмотреть и сделать снимки небесных тел, расположенных в тысячах световых лет от Земли.

Виды телескопов

Существует несколько разновидностей телескопов:

1. Зеркальные.
2. Линзовые.
3. Катадиоптрические.

К линзовым относят рефракторы Галилея. К зеркальным относят устройства рефлекторного типа. А что такое телескоп катадиоптрический? Это уникальная современная разработка, в которой сочетается линзовый и зеркальный прибор.

Линзовые телескопы

Телескопы в астрономии играют важную роль: они позволяют видеть кометы, планеты, звезды и другие космические объекты. Одними из первых разработок были линзовые аппараты.

В каждом телескопе есть линза. Это главная деталь любого устройства. Она преломляет лучи света и собирает их в точке, под названием фокус. Именно в ней строится изображение объекта. Чтобы рассмотреть картинку, используют окуляр.

Линза размещается таким образом, чтобы окуляр и фокус совпадали. В современных моделях для удобного наблюдения в телескоп применяют подвижные окуляры. Они помогают настроить резкость изображения.

Все телескопы обладают аберрацией - искажением рассматриваемого объекта. Линзовые телескопы имеют несколько искажений: хроматическую (искажаются красные и синие лучи) и сферическую аберрацию.

Зеркальные модели

Зеркальные телескопы называют рефлекторами. На них устанавливается сферическое зеркало, которое собирает световой пучок и отражает его с помощью зеркала на окуляр. Для зеркальных моделей не характерна хроматическая аберрация, так как свет не преломляется. Однако у зеркальных приборов выражена сферическая аберрация, которая ограничивает поле зрения телескопа.

В графических телескопах используются сложные конструкции, зеркала со сложными поверхностями, отличающиеся от сферических.

Несмотря на сложность конструкции, зеркальные модели легче разрабатывать, чем линзовые аналоги. Поэтому данный вид более распространен. Самый большой диаметр телескопа зеркального типа составляет более семнадцати метров. На территории России самый большой аппарат имеет диаметр шесть метров. На протяжении многих лет он считался самым большим в мире.

Характеристики телескопов

Многие покупают оптические аппараты для наблюдений за космическими телами. При выборе устройства важно знать не только то, что такое телескоп, но и то, какими характеристиками он обладает.

1. Увеличение. Фокусное расстояние окуляра и объекта - это кратность увеличения телескопа. Если фокусное расстояние объектива два метра, а у окуляра - пять сантиметров, то такое устройство будет обладать сорокакратным увеличением. Если окуляр заменить, то увеличение будет другим.
2. Разрешение. Как известно, свету свойственны преломление и дифракция. В идеале любое изображение звезды выглядит как диск с несколькими концентрическими кольцами, называемыми дифракционными. Размеры дисков ограничены только возможностями телескопа.

Телескопы без глаз

А что такое телескоп без глаза, для чего его используют? Как известно, у каждого человека глаза воспринимают изображение по-разному. Один глаз может видеть больше, а другой - меньше. Чтобы ученые смогли рассмотреть все, что им необходимо увидеть, применяют телескопы без глаз. Эти аппараты передают картинку на экраны мониторов, через которые каждый видит изображение именно таким, какое оно есть, без искажений. Для малых телескопов с этой целью разработаны камеры, подключаемые к аппаратам и снимающие небо.

Самыми современными методами видения космоса стало использование ПЗС камер. Это особые светочувствительные микросхемы, которые собирают информацию с телескопа и передают ее на ЭВМ. Получаемые с них данные настолько четкие, что невозможно представить, какими еще устройствами можно было бы получить такие сведения. Ведь глаз людей не может различать все оттенки с такой высокой четкостью, как это делают современные камеры.

Для измерения расстояний между звездами и другими объектами пользуются специальными приборами - спектрографами. Их подключают к телескопам.

Современный астрономический телескоп - это не одно устройство, а сразу несколько. Получаемые данные с нескольких аппаратов обрабатываются и выводятся на мониторы в виде изображений. Причем после обработки ученые получают изображения очень высокой четкости. Увидеть глазами в телескоп такие же четкие изображения космоса невозможно.

Радиотелескопы

Астрономы для своих научных разработок используют огромные радиотелескопы. Чаще всего они выглядят как огромные металлические чаши с параболической формой. Антенны собирают получаемый сигнал и обрабатывают получаемую информацию в изображения. Радиотелескопы могут принимать только одну волну сигналов.

Инфракрасные модели

Ярким примером инфракрасного телескопа является аппарат имени Хаббла, хотя он может быть одновременно и оптическим. Во многом конструкция инфракрасных телескопов схожа с конструкцией оптических зеркальных моделей. Тепловые лучи отражаются обычным телескопическим объективом и фокусируются в одной точке, где находится прибор, измеряющий тепло. Полученные тепловые лучи пропускаются через тепловые фильтры. Только после этого происходит фотографирование.

Ультрафиолетовые телескопы

При фотографировании фотопленка может засвечиваться ультрафиолетовыми лучами. В некоторой части ультрафиолетового диапазона возможно принимать изображения без обработки и засвечивания. А в некоторых случаях необходимо, чтобы лучи света прошли через специальную конструкцию - фильтр. Их использование помогает выделить излучение определенных участков.

Существуют и другие виды телескопов, каждый из которых имеет свое назначение и особые характеристики. Это такие модели, как рентгеновские, гамма-телескопы. По своему назначению все существующие модели можно разделить на любительские и профессиональные. И это далеко не вся классификация аппаратов для отслеживания небесных тел.

Характеристики радиотелескопов

Современные радиотелескопы позволяют исследовать Вселенную в таких подробностях, которые еще недавно находились за пределами возможного не только в радиодиапазоне, но и в традиционной астрономии видимого света. Объединенные в единую сеть инструменты, расположенные на разных континентах, позволяют заглянуть в самую сердцевину радиогалактик, квазаров, молодых звездных скоплений, формирующихся планетных систем. Радиоинтерферометры со сверхдлинными базами в тысячи раз превзошли по «зоркости» самые крупные оптические телескопы. С их помощью можно не только отслеживать перемещение космических аппаратов в окрестностях далеких планет, но и исследовать движения коры нашей собственной планеты, в том числе непосредственно «почувствовать» дрейф материков. На очереди космические радиоинтерферометры, которые позволят еще глубже проникнуть в тайны Вселенной.

Земная атмосфера прозрачна не для всех видов электромагнитного излучения, приходящего из космоса. В ней есть только два широких «окна прозрачности». Центр одного из них приходится на оптическую область, в которой лежит максимум излучения Солнца. Именно к нему в результате эволюции адаптировался по чувствительности человеческий глаз, который воспринимает световые волны с длиной от 350 до 700 нанометров. (На самом деле это окно прозрачности даже немного шире - примерно от 300 до 1 000 нм, то есть захватывает ближний ультрафиолетовый и инфракрасный диапазоны). Однако радужная полоска видимого света - лишь малая доля богатства «красок» Вселенной. Во второй половине XX века астрономия стала поистине всеволновой. Достижения техники позволили астрономам вести наблюдения в новых диапазонах спектра. С коротковолновой стороны от видимого света лежат ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма-диапазоны. По другую сторону располагаются инфракрасный, субмиллиметровый и радиодиапазон. Для каждого из этих диапазонов есть астрономические объекты, которые именно в нем проявляют себя наиболее рельефно, хотя в оптическом излучении они, может быть, и не представляют собой ничего выдающегося, так что астрономы до недавнего времени их просто не замечали.
Один из наиболее интересных и информативных диапазонов спектра для астрономии - радиоволны. Излучение, которое регистрирует наземная радиоастрономия, проходит через второе и гораздо более широкое окно прозрачности земной атмосферы - в диапазоне длин волн от 1 мм до 30 м. Ионосфера Земли - слой ионизованного газа на высоте около 70 км - отражает в космос все излучение на волнах длиннее 30 м. На волнах короче 1 мм космическое излучение полностью «съедают» молекулы атмосферы (главным образом кислород и водяной пар).

Современные радиотелескопы позволяют исследовать Вселенную в таких подробностях, которые еще недавно находились за пределами возможного не только в радиодиапазоне, но и в традиционной астрономии видимого света. Объединенные в единую сеть инструменты, расположенные на разных континентах, позволяют заглянуть в самую сердцевину радиогалактик, квазаров, молодых звездных скоплений.
У Аресибо в Пуэрто-Рико - самое большое в мире неподвижное цельное зеркало - 305 м. Над сферичес-кой чашей на тросах висит конструкция в 800 т. По периметру зеркало окружено металлической сеткой, которая защищает телескоп от радиоизлучения.	Крупнейшая в мире полноповоротная параболичес-кая антенна обсерватории Грин-Бэнк (Западная Виргиния, США). Зеркало размером 100х110 м было построено после того, как в 1988 г под собственным весом обрушилась 90 м полноповоротная антенна.

Главная характеристика радиотелескопа - его диаграмма направленности. Она показывает чувствительность инструмента к сигналам, приходящим с разных направлений в пространстве. Для «классической» параболической антенны диаграмма направленности состоит из главного лепестка, имеющего вид конуса, ориентированного по оси параболоида, и нескольких гораздо (на порядки) более слабых боковых лепестков. «Зоркость» радиотелескопа, то есть его угловое разрешение, определяется шириной главного лепестка диаграммы направленности. Два источника на небе, которые вместе попадают в раствор этого лепестка, сливаются для радиотелескопа в один. Поэтому ширина диаграммы направленности определяет размер самых мелких деталей радиоисточника, которые еще можно различить по отдельности.
Универсальное для телескопостроения правило гласит, что разрешающая способность антенны определяется отношением длины волны к диаметру зеркала телескопа. Поэтому для увеличения «зоркости» телескоп должен быть побольше, а длина волны - поменьше. Но как назло радиотелескопы работают с самыми длинными волнами электромагнитного спектра. Из-за этого даже огромные размеры зеркал не позволяют добиться высокой разрешающей способности. Не самый крупный современный оптический телескоп с диаметром зеркала 5 м может различить звезды на расстоянии всего 0,02 угловой секунды. Невооруженным глазом видны детали около одной минуты дуги. А радиотелескоп диаметром 20 м на волне 2 см дает разрешение еще в три раза хуже - около 3 угловых минут. Снимок участка неба, сделанный любительским фотоаппаратом, содержит больше деталей, чем карта радиоизлучения той же области, полученная одиночным радиотелескопом.
Широкая диаграмма направленности ограничивает не только остроту зрения телескопа, но и точность определения координат наблюдаемых объектов. Между тем точные координаты нужны для сопоставления наблюдений объекта в разных диапазонах э/магнитного излучения - это непременное требование современных астрофизических исследований. Поэтому радиоастрономы всегда стремились к созданию как можно более крупных антенн. И, как ни удивительно, радиоастрономия в итоге намного обогнала по разрешению оптическую.

Принцип действия радиотелескопов
Полноповоротные параболические антенны - аналоги оптических телескопов-рефлекторов - оказались самыми гибкими в работе из всего многообразия радиоастрономических антенн. Их можно направлять в любую точку неба, следить за радиоисточником - «копить сигнал», как говорят радиоастрономы, - и тем самым повышать чувствительность телескопа, его способность выделять на фоне всевозможных шумов гораздо более слабые сигналы космических источников. Первый крупный полноповоротный параболоид диаметром 76 м был построен в 1957 году в британской обсерватории Джодрелл-Бэнк. А сегодня тарелка крупнейшей в мире подвижной антенны в обсерватории Грин-Бэнк (США) имеет размеры 100 на 110 м. И это практически предел для одиночных подвижных радиотелескопов. Увеличение диаметра имеет три важных следствия: два хороших и одно плохое. Во-первых, самое важное для нас - пропорционально диаметру возрастает угловое разрешение. Во-вторых, растет чувствительность, причем гораздо быстрее, пропорционально площади зеркала, то есть квадрату диаметра. И, в-третьих, еще быстрее увеличивается стоимость, которая в случае зеркального телескопа (как оптического, так и радио) примерно пропорциональна кубу диаметра его главного зеркала.
Главные трудности связаны с деформациями зеркала под действием силы тяжести. Чтобы зеркало телескопа четко фокусировало радиоволны, отклонения поверхности от идеальной параболической не должны превышать одной десятой от длины волны. Такая точность легко достигается для волн длиной несколько метров или дециметров. Но на коротких сантиметровых и миллиметровых волнах требуемая точность составляет уже десятые доли миллиметра. Из-за деформаций конструкции под собственным весом и ветровых нагрузок практически невозможно создать полноповоротный параболический телескоп диаметром более 150 м. Крупнейшая неподвижная тарелка диаметром 305 м построена в обсерватории Аресибо, Пуэрто-Рико. Но в целом эпоха гигантомании в строительстве радиотелескопов подошла к концу. В Мексике на горе Сьерра-Негра, на высоте 4 600 метров, завершается строительство 50-метровой антенны для работы в диапазоне миллиметровых волн. Возможно, это последняя большая одиночная антенна, создающаяся в мире.
Для того чтобы разглядеть детали строения радиоисточников, нужны другие подходы, в которых нам и предстоит разобраться. Радиоволны, испускаемые наблюдаемым объектом, распространяются в пространстве, порождая периодические изменения электрического и магнитного поля. Параболическая антенна собирает упавшие на нее радиоволны в одной точке - фокусе. Когда через одну точку проходит несколько электромагнитных волн, они интерферируют, то есть их поля складываются. Если волны приходят в фазе - они усиливают друг друга, в противофазе - ослабляют, вплоть до полного нуля. Особенность параболического зеркала как раз в том, что все волны от одного источника приходят в фокус в одной фазе и усиливают друг друга максимально возможным образом! На этой идее основано функционирование всех зеркальных телескопов.
В фокусе возникает яркое пятно, и здесь же обычно помещают приемник, который замеряет суммарную интенсивность излучения уловленного в пределах диаграммы направленности телескопа. В отличие от оптической астрономии, радиотелескоп не может сделать фотографию участка неба. В каждый момент он фиксирует излучение, приходящее только с одного направления. Грубо говоря, радиотелескоп работает как однопиксельный фотоаппарат. Для построения изображения приходится сканировать радиоисточник точка за точкой. (Впрочем, строящийся в Мексике миллиметровый радиотелескоп имеет в фокусе матрицу радиометров и «однопиксельным» уже не является.)

"Командная игра радиотелескопов"
Однако можно поступить и по-другому. Вместо того чтобы сводить все лучи в одну точку, мы можем измерить и записать колебания электрического поля, порождаемые каждым из них на поверхности зеркала (или в другой точке, через которую проходит тот же луч), а затем «сложить» эти записи в компьютерном устройстве обработки, учтя фазовый сдвиг, соответствующий расстоянию, которое каждой из волн оставалось пройти до воображаемого фокуса антенны. Прибор, действующий по этому принципу, называется интерферометром, в нашем случае - радиоинтерферометром.
Интерферометры избавляют от необходимости строить огромные цельные антенны. Вместо этого можно расположить рядом друг с другом десятки, сотни и даже тысячи антенн и объединять принятые ими сигналы. Такие телескопы называются синфазными решетками. Однако проблему «зоркости» они все же не решают - для этого нужно сделать еще один шаг. Как вы помните, с ростом размера радиотелескопа его чувствительность растет гораздо быстрее, чем разрешающая способность. Поэтому мы быстро оказываемся в ситуации, когда мощности регистрируемого сигнала более чем достаточно, а углового разрешения катастрофически не хватает. И тогда возникает вопрос: «Зачем нам сплошная решетка антенн? Нельзя ли ее проредить?» Оказалось, что можно! Эта идея получила название «синтеза апертуры», поскольку из нескольких отдельных независимых антенн, размещенных на большой площади, «синтезируется» зеркало гораздо большего диаметра. Разрешение такого «синтетического» инструмента определяется не диаметром отдельных антенн, а расстоянием между ними - базой радиоинтерферометра. Конечно, антенн должно быть по крайней мере три, причем их не следует располагать вдоль одной прямой. В противном случае разрешение радиоинтерферометра получится крайне неоднородным. Высоким оно окажется только в направлении, вдоль которого разнесены антенны. В поперечном же направлении разрешение по-прежнему будет определяться размером отдельных антенн.
По этому пути радиоастрономия стала развиваться еще в 1970-х годах. За это время был создан ряд крупных многоантенных интерферометров. У некоторых из них антенны неподвижны, у других могут перемещаться по поверхности земли, чтобы проводить наблюдения в разных «конфигурациях». Такие интерферометры строят «синтезированные» карты радиоисточников с гораздо более высоким разрешением, чем одиночные радиотелескопы: на сантиметровых волнах оно достигает 1 угловой секунды, а это уже сравнимо с разрешением оптических телескопов при наблюдении сквозь атмосферу Земли.

Самая известная система такого типа - «Очень большая решетка» (Very Large Array, VLA) - построена в 1980 году в Национальной радиоастрономической обсерватории США. Ее 27 параболических антенн каждая диаметром 25 м и весом 209 тонн перемещаются по трем радиальным рельсовым путям и могут удаляться от центра интерферометра на расстояние до 21 км. Сегодня действуют и другие системы: Вестерборк в Голландии (14 антенн диаметром 25 м), ATCA в Австралии (6 антенн по 22 м), MERLIN в Великобритании. В последнюю систему наряду с 6 другими инструментами, разбросанными по всей стране, входит и знаменитый 76-метровый телескоп. В России (в Бурятии) создан Сибирский солнечный радиоинтерферометр - специальная система антенн для оперативного изучения Солнца в радиодиапазоне.
В 1965 году советские ученые Л.И. Матвеенко, Н.С. Кардашев, Г.Б. Шоломицкий предложили независимо регистрировать данные на каждой антенне интерферометра, а потом совместно их обрабатывать, как бы имитируя явление интерференции на компьютере. Это позволяет разносить антенны на сколь угодно большие расстояния. Поэтому метод получил название радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами (РСДБ) и успешно используется с начала 1970-х годов. Рекордная длина базы, достигнутая в экспериментах, составляет 12,2 тыс. км, а разрешение на волне порядка 3 мм достигает 0,00008’’ - на три порядка выше, чем у крупных оптических телескопов. Существенно улучшить этот результат на Земле вряд ли удастся, поскольку размер базы ограничивается диаметром нашей планеты.
В настоящее время систематические наблюдения ведутся несколькими сетями межконтинентальных радиоинтерферометров. В США создана система, включающая в себя 10 радиотелескопов в среднем диаметром 25 м, расположенных в континентальной части страны, на Гавайских и Виргинских островах. В Европе для РСДБ-экспериментов регулярно объединяют 100-метровый Боннский телескоп и 32-метровый в Медичине (Италия), интерферометры MERLIN, Вестерборк и другие инструменты. Эта система называется EVN. Имеется также глобальная Международная сеть радиотелескопов для астрометрии и геодезии IVS. А недавно в России начала действовать собственная интерферометрическая сеть «Квазар» из трех 32-метровых антенн, расположенных в Ленинградской области, на Северном Кавказе и в Бурятии. Важно отметить, что телескопы не закреплены жестко за РСДБ-сетями. Они могут использоваться автономно или переключаться между сетями.
Интерферометрия со сверхдлинными базами требует очень высокой точности измерений: необходимо зафиксировать пространственное распределение максимумов и минимумов электромагнитных полей с точностью до доли длины волны, то есть для коротких волн до долей сантиметра. И с высочайшей точностью отметить моменты времени, в которые проводились измерения на каждой антенне. В качестве сверхточных часов в экспериментах РСДБ используются атомные стандарты частоты. Но не стоит думать, что у радиоинтерферометров нет недостатков. В отличие от сплошной параболической антенны диаграмма направленности интерферометра вместо одного главного лепестка имеет сотни и тысячи узких лепестков сравнимой величины. Строить карту источника с такой диаграммой направленности - это все равно, что ощупывать клавиатуру компьютера растопыренными пальцами. Восстановление изображения - сложная и, более того, «некорректная» (то есть неустойчивая к малым изменениям результатов измерений) задача, которую, однако, радиоастрономы научились решать.

Достижения радиоинтерферометрии
Радиоинтерферометры с угловым разрешением в тысячные доли секунды дуги «заглянули» в самые внутренние области наиболее мощных «радиомаяков» Вселенной - радиогалактик и квазаров, которые излучают в радиодиапазоне в десятки миллионов раз интенсивнее, чем обычные галактики. Удалось «увидеть», как из ядер галактик и квазаров выбрасываются облака плазмы, измерить скорости их движения, которые оказались близкими к скорости света. Много интересного было открыто и в нашей Галактике. В окрестностях молодых звезд найдены источники мазерного радиоизлучения (мазер - аналог оптического лазера, но в радиодиапазоне) в спектральных линиях молекул воды, гидроксила (OH) и метанола (CH 3 OH). По космическим масштабам источники очень малы - меньше Солнечной системы. Отдельные яркие пятнышки на радиокартах, полученных интерферометрами, могут быть зародышами планет.
Такие мазеры найдены и в других галактиках. Изменение положений мазерных пятен за несколько лет, наблюдавшееся в соседней галактике M33 в созвездии Треугольника, впервые позволило непосредственно оценить скорость ее вращения и перемещение по небу. Измеренные смещения ничтожны, их скорость во многие тысячи раз меньше видимой для земного наблюдателя скорости улитки, ползущей по поверхности Марса. Такой эксперимент пока находится далеко за пределами возможностей оптической астрономии: заметить собственные движения отдельных объектов на межгалактических расстояниях ей просто не под силу. Наконец, интерферометрические наблюдения дали новое подтверждение существования сверхмассивных черных дыр. Вокруг ядра активной галактики NGC 4258 были обнаружены сгустки вещества, которые движутся по орбитам радиусом не более трех световых лет, при этом их скорости достигают тысячи километров в секунду. Это означает, что масса центрального тела - не менее миллиарда масс Солнца, и оно не может быть не чем иным, как черной дырой.
Целый ряд интересных результатов получен методом РСДБ при наблюдениях в Солнечной системе. Начать хотя бы с самой точной на сегодня количественной проверки общей теории относительности. Интерферометр измерил отклонение радиоволн в поле тяготения Солнца с точностью до сотой доли процента. Это на два порядка точнее, чем позволяют оптические наблюдения. Глобальные радиоинтерферометры также применяются для слежения за движением космических аппаратов, изучающих другие планеты. Первый раз такой эксперимент был проведен в 1985-м, когда советские аппараты «Вега-1» и «-2» сбросили в атмосферу Венеры аэростаты. Наблюдения подтвердили быструю циркуляцию атмосферы планеты со скоростью около 70 м/с, то есть один оборот вокруг планеты за 6 суток. Это удивительный факт, который еще ожидает своего объяснения.
В 2004 году аналогичные наблюдения с участием сети из 18 радиотелескопов на разных континентах сопровождали посадку аппарата «Гюйгенс» на спутник Сатурна Титан. С расстояния в 1,2 млрд. км велось слежение за тем, как движется аппарат в атмосфере Титана с точностью до десятка километров! Не слишком широко известно о том, что во время посадки «Гюйгенса» была потеряна практически половина научной информации. Зонд ретранслировал данные через станцию «Кассини», которая доставила его к Сатурну. Для надежности предусматривалось два дублирующихся канала передачи данных. Однако незадолго до посадки было принято решение передавать по ним разную информацию. Но в самый ответственный момент из-за пока еще не выясненного сбоя один из приемников на «Кассини» не включился, и половина снимков пропала. А вместе с ними пропали и данные о скорости ветра в атмосфере Титана, которые передавались как раз по отключившемуся каналу. К счастью, в NASA успели подстраховаться - спуск «Гюйгенса» наблюдал с Земли глобальный радиоинтерферометр. Это, по-видимому, позволит спасти пропавшие данные о динамике атмосферы Титана. Результаты этого эксперимента еще обрабатываются в Европейском объединенном радиоинтерферометрическом институте, и, кстати, занимаются этим наши соотечественники Леонид Гурвиц и Сергей Погребенко.

Будущее радиоинтерферометрии
По крайней мере в ближайшие полвека генеральной линией развития радиоастрономии будет создание все более крупных систем апертурного синтеза - все проектируемые крупные инструменты являются интерферометрами. Так, на плато Чахнантор в Чили совместными усилиями ряда стран Европы и Америки началось строительство системы антенн миллиметрового диапазона ALMA (Atacama Large Millimeter Array - Большая миллиметровая система Атакама). Всего здесь будет 64 антенны диаметром 12 метров с рабочим диапазоном длин волн от 0,35 до 10 мм. Наибольшее расстояние между антеннами ALMA составит 14 км. Благодаря очень сухому климату и большой высоте над уровнем моря (5100 м) система сможет вести наблюдения на волнах короче миллиметра. В других местах и на меньшей высоте это невозможно из-за поглощения такого излучения парами воды в воздухе. Строительство ALMA будет закончено к 2011 году.

Радиотелескопы настоящего и скорого будущего времени на Земле и в Космосе
	Проект "Радиоастрон", запуск в 2007

Европейская система апертурного синтеза LOFAR будет работать на гораздо более длинных волнах - от 1,2 до 10 м. Она войдет в строй в течение трех ближайших лет. Это очень интересный проект: чтобы снизить стоимость, в нем используются простейшие неподвижные антенны - пирамиды из металлических стержней высотой около 1,5 м с усилителем сигнала. Зато таких антенн в системе будет 25 тысяч. Их объединят в группы, которые разместят по всей территории Голландии вдоль лучей «изогнутой пятиконечной звезды» диаметром около 350 км. Каждая антенна будет принимать сигналы со всего видимого неба, но их совместная компьютерная обработка позволит выделять те, что пришли с интересующих ученых направлений. При этом чисто вычислительным путем формируется диаграмма направленности интерферометра, ширина которой на самой короткой волне составит 1 секунду дуги. Работа системы потребует огромного объема вычислений, но для сегодняшних компьютеров это вполне посильная задача. Для ее решения в прошлом году в Голландии был установлен самый мощный в Европе суперкомпьютер IBM Blue Gene/L с 12 288 процессорами. Более того, при соответствующей обработки сигналов (требующей еще больших компьютерных мощностей) LOFAR сможет одновременно наблюдать на несколькими и даже на многими объектами!
Но самый амбициозный проект близкого будущего - SKA (Square Kilometer Array - Система «Квадратный километр»). Суммарная площадь его антенн составит около 1 км 2 , а стоимость инструмента оценивается в миллиард долларов. Проект SKA находится пока на раннем этапе разработки. Основной обсуждаемый вариант конструкции - тысячи антенн диаметром несколько метров, работающих в диапазоне от 3 мм до 5 м. Причем половину из них панируется установить на участке диаметром 5 км, а остальные разнести на значительные расстояния. Китайские ученые предлагали альтернативную схему - 8 неподвижных зеркал диаметром 500 м каждое, подобных телескопу в Аресибо. Для их размещения были даже предложены подходящие высохшие озера. Однако в сентябре Китай выбыл из числа стран - претендентов на размещение гигантского телескопа. Теперь основная борьба развернется между Австралией и Южной Африкой.
Возможности увеличения базы наземных интерферометров практически исчерпаны. Будущее - это запуск антенн интерферометра в космос, где нет ограничений, связанных с размерами нашей планеты. Такой эксперимент уже проводился. В феврале 1997 года был запущен японский спутник HALCA, который проработал до ноября 2003 года и завершил первый этап в развитии международного проекта VSOP (VLBI Space Observatory Programme - Программа космической обсерватории РСДБ). Спутник нес антенну в виде зонтика диаметром 8 м и работал на эллиптической околоземной орбите, которая обеспечивала базу, равную трем диаметрам Земли. Были получены изображения многих внегалактических радиоисточников с разрешением в тысячные доли секунды дуги. Следующий этап эксперимента по космической интерферометрии, VSOP-2, планируется начать в 2011-2012 годах. Еще один инструмент такого типа создается в рамках проекта «Радиоастрон» Астрокосмическим центром Физического института им. П.Н. Лебедева РАН совместно с учеными других стран. Спутник «Радиоастрон» будет иметь параболическое зеркало диаметром 10 м. Во время запуска оно будет в сложенном состоянии, а после выхода на орбиту развернется. «Радиоастрон» будет снабжен приемниками для нескольких длин волн - от 1,2 до 92 см. В качестве наземных антенн космического интерферометра будут использоваться радиотелескопы в Пущино (Россия), Канберре (Австралия) и Грин-Бэнк (США). Орбита спутника будет очень вытянутой, с апогеем 350 тыс. км. С такой базой интерферометра на самой короткой волне удастся получить изображения радиоисточников и измерять их координаты с точностью до 8 миллионных долей секунды дуги. Это даст возможность заглянуть в ближайшие окрестности ядер радиогалактик и черных дыр, в глубины областей образования молодых звезд в Галактике.

Авторы материала: Михаил Прохоров, доктор физико-математических наук и Георгий Рудницкий, кандидат физико-математических наук Журнал «Вокруг Света»: Самый зоркий телескоп

Российскими учеными разрабатывается и более совершенный космический радиотелескоп для работы в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах - «Миллиметрон». Зеркало этого инструмента будет охлаждаться жидким гелием до температуры 4 Кельвина (-269°C) для уменьшения теплового шума и повышения чувствительности. Рассматривается несколько вариантов работы этого интерферометра по схемам «Космос-Земля» и «Космос-Космос» (между двумя телескопами на спутниках). Аппарат может быть запущен на такую же вытянутую орбиту, как в проекте «Радиоастрон», либо в точку Лагранжа системы Солнце-Земля, на расстоянии 1,5 млн. км в противосолнечном направлении от Земли (это в 4 раза дальше, чем Луна). В последнем варианте на волне 0,35 мм интерферометр «Космос-Земля» будет давать угловое разрешение до 45 млрд долей секунды дуги!

Использование РСДБ для Земли У метода радиоинтерферометрии есть и чисто практические применения - не зря, например, в Санкт-Петербурге этой темой занимается Институт прикладной астрономии РАН. Наблюдения по технологии РСДБ позволяют не только определять координаты радиоисточников с точностью до десятитысячной доли секунды дуги, но и измерять положения самих радиотелескопов на Земле с точностью лучше одного миллиметра. Это, в свою очередь, дает возможность с высочайшей точностью отслеживать вариации вращения Земли и подвижки земной коры. Например, именно с использованием РСДБ было экспериментально подтверждено движение континентов. На сегодня регистрация таких движений уже стала рутинным делом. Интерферометрические наблюдения далеких радиогалактик прочно вошли в арсенал геофизики наряду с сейсмическим зондированием Земли. Благодаря им надежно регистрируются периодические смещения станций друг относительно друга, вызванные деформациями земной коры. Причем отмечаются не только давно уже измеренные твердотельные приливы (впервые зарегистрированные методом РСДБ), но и прогибы, возникающие под воздействием изменений атмосферного давления, веса воды в океане и веса грунтовых вод. Для определения параметров вращения Земли в мире ежедневно ведутся наблюдения небесных радиоисточников, координируемые Международной службой РСДБ для астрометрии и геодезии IVS. Полученные данные используются, в частности, для выявления дрейфа плоскостей орбит спутников глобальной системы позиционирования GPS. Без внесения соответствующих поправок, получаемых из РСДБ-наблюдений, погрешность определения долготы в системе GPS была бы на порядки больше, чем сейчас. В некотором смысле РСДБ играет для GPS-навигации ту же роль, что точные морские хронометры для навигации по звездам в XVIII веке. Точное знание параметров вращения Земли также необходимо для успешной навигации межпланетных космических станций. Леонид Петров, Центр космических полетов им. Годдарда, NASA

Современный радиотелескоп является весьма сложным устройством, состоящим в основном из следующих глав­ных элементов: антенны, системы перемещения антенны в вертикальной и горизонтальной плоскостях, приемно­го устройства, устройства предварительной обработки принятого сигнала, устройства управления антенной. Планетный радиолокатор в дополнение к вышеупомя­нутым элементам имеет еще передающее и модуляци­онное устройства, а также систему синхронизации.

Планетные радиолокаторы с отключенными передат­чиками обычно используются в качестве радиотелеско­пов для наблюдения радиоизлучения планет и других небесных тел. При этом приемное устройство радиоло­катора либо переключается из режима узкополосного приема в режим широкополосного приема, либо на те­лескопе устанавливается специальный радиоастрономи­ческий приемник - радиометр.

Рассмотрим основные устройства радиотелескопов и планетных радиолокаторов (рис. 5).

Антенны. Одним из наиболее сложных устройств со­временного радиотелескопа и планетного радиолокато­ра является антенная система. Антенна собирает анер­гию радиоизлучения от небесного источника и передает ее приемному устройству. Чем больше линейные раз­меры антенны, тем большая величина энергии радио­излучения собирается антенной. С ростом линейных размеров антенны сужается ее диаграмма направлен­ности, т. е. уменьшается угол, в пределах которого ан­тенна эффективно принимает радиоизлучение. А тем самым увеличивается разрешающая способность антен­ны по углу и возрастает ее коэффициент усиления. Поэтому радиоастрономы стремятся создавать для ис­следования источников радиоизлучения, имеющих ма­лые угловые размеры, антенны возможно больших раз­меров.

Радиоастрономические антенны можно разделить по аналогии с оптическими телескопами на две группы - радиорефлекторы (одиночные антенны) и радиорефрак­торы (многоэлементные антенны). В радиорефлекторах поток радиоизлучения собирается и фокусируется «зер­кальной» системой. Сфокусированный сигнал поступа­ет на облучатель и через фидерный тракт, соединяю­щий антенну с приемным устройством, передается в приемное устройство. В радиорефракторах поток радио­излучения принимается отдельными антеннами и скла­дывается затем в фидерном тракте.

В радиоастрономии применяются следующие типы рефлекторных антенн: параболические, сферические, рупорные, перископические, переменного профиля. К рефракторным антеннам относятся различные типы интерферометрических систем, синфазные антенны, фа­зируемые решетки и крестообразные антенны. Основ­ные характеристики антенн некоторых советских и за­рубежных телескопов приведены в табл. 2.

Параболические антенны. Наиболее широкое приме­нение среди рефлекторных антенн нашли параболиче­ские. Эти антенны имеют свой аналог в оптике - про­жектор с параболическим отражателем, в котором свет от «точечного» источника превращается в параллель­ный пучок. В параболической антенне процесс идет в обратном направлении - параллельный поток радиоизлучения фокусируется зеркалом в фокусе параболоида, где он принимается облучателем.

Параболические антенны, используемые в радиоаст­рономии, имеют внушительные размеры (рис. 6 и 7). Самый большой на Земле полноповоротный пара­болический радиотелескоп имеет зеркало диаметром 100 м. Его антенна поворачивается на 360° по азимуту и 90° по углу места. Вес антенного сооружения состав­ляет 3200 т.

Параболические антенны могут работать только в ограниченном диапазоне длин волн: выполнить парабо­лическую поверхность абсолютно точно невозможно, вследствие чего неровности поверхности параболоида при работе на очень коротких длинах волн начинают ухудшать фокусирующие свойства антенны. Это приво­дит, в свою очередь, к ухудшению эффективности ан­тенны, т. е. как бы уменьшению площади раскрыва ан­тенны, собирающей поток радиоизлучения. А так как с ростом длины волны расширяется диаграмма направ­ленности антенны и на некоторой длине волны данную антенну становится уже нецелесообразно использовать для наблюдений (так как при этом уменьшается ее ко­эффициент усиления), то радиоастрономы для более длинноволновых измерений используют другие типы антенн.

Однако даже в одинаковых конструкциях параболи­ческих антенн минимальная длина волны, на которой еще эффективно работает антенна, может быть разной. Это зависит от тщательности изготовления поверхности зеркала и от деформаций зеркала при изменении его ориентации в пространстве, а также от действия теп­ловых и ветровых нагрузок. Так, например, зеркало диаметром 22 м антенны РТ-22 Крымской астрофи­зической обсерватории по своему исполнению более точное, чем зеркало антенны аналогичных размеров в Пущино (Физический институт АН СССР).

Параболические антенны, работающие в миллимет­ровом диапазоне длин волн, имеют диаметр, не пре­вышающий 25 м. Антенны больших размеров эффектив­но работают в сантиметровом диапазоне. Антенна РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории может эффек­тивно работать на длинах волн не короче 4 мм. Антен­на Национальной радиоастрономической обсерватории США с диаметром 11 м, установленная на горе Китт-Пик, работает с предельной длиной волны 1,2 мм. Для уменьшения температурных деформаций зеркала антен­на этого радиотелескопа в нерабочем состоянии нахо­дится под куполом диаметром 30 м (во время измере­ний купол частично раскрывается).

Сферические антенны. На земном шаре существует всего несколько (радиоастрономических антенн, имею­щих сферическое зеркало. Эти антенны получили также название «земляные чаши», так как сферический отра­жатель в них находится на поверхности Земли, а сме­щение диаграммы направленности антенны производит­ся за счет перемещения облучателя. Самая большая антенна такого типа (с диаметром раскрыва 305 м) находится на о. Пуэрто-Рико в Южной Америке (об­серватория Аресибо).

Антенны со сферическими зеркалами менее эффек­тивно фокусируют электромагнитное излучение, чем па­раболические антенны, но обладают тем преимуществом, что могут осуществлять обзор (сканирование) не­ба в пределах большего телесного угла (без поворота самого зеркала, а только за счет смещения отражателя из фокуса зеркала). Так антенна в Аресибо позволяет смещать диаграмму направленности в пределах 20° от­носительно зенита в любом направлении. Ее зеркало состоит из металлических щитов, которыми выстлано дно потухшего вулкана. На трех гигантских опорах на­тянуты тросы, по которым движется специальная ка­ретка с установленными на ней облучателями и другой радиотехнической аппаратурой (см. первую страницу обложки). Антенна может эффективно работать до длины волны не короче 10 см (на этой волне ее диаграмма направленности имеет ширину 1,5′). Ан­тенна в Аресибо до реконструкции имела сферическую поверхность из металлической сетки и могла эффектив­но работать только в длинноволновом участке децимет­рового диапазона (лямбда>50 см). Аресибская антенна так­же используется в качестве антенны планетного радио­локатора, работающего на длине волны 12,5 см и име­ющего среднюю мощность 450 кВт.

В Бюраканской астрофизической обсерватории ра­ботает самая коротковолновая сферическая антенна с неподвижным зеркалом, диаметр которого равен 5 м. Антенна является прообразом будущей, проектируемой для Бюраканской обсерватории 200-метровой чаши, ко­торая по расчетам будет иметь предельную длину вол­ны 3 см.

Рупорные антенны. В отличие от зеркальных (сфе­рических и параболических) рупорные антенны состоят из одного облучателя. Радиоастрономических антенн такого типа «а Земле немного. Благодаря тому что их характеристики можно точно рассчитать, эти антенны используются для прецизионных измерений потоков радиоизлучения некоторых источников, которые радио­астрономами принимаются за эталонные. С помощью рупорной антенны был точно измерен поток радиоизлу­чения источника Кассиопея А и открыто реликтовое ра­диоизлучение. Туманность Кассиопея А является одним из самых мощных источников радиоизлучения и широко используется радиоастрономами для калибровок антенн в качестве эталонного источника.

Перископические антенны. В радиоастрономии на­шли широкое применение и перископические антенны, преимуществом которых является то, что при относи­тельно больших размерах они обладают довольно хо­рошей эффективностью. Антенны подобного типа состо­ят из трех элементов: плоского зеркала, которое пово­рачивается по углу места; фокусирующего главного зер­кала (в виде сферического или параболического ци­линдра) и облучателя.

Сферическое или ‘параболическое зеркало фокуси­рует поток радиоизлучения в горизонтальной и верти­кальной плоскостях. Так как линейные размеры таких антенн в горизонтальном направлении существенно больше, чем в вертикальном, то и ширина диаграммы направленности антенн в горизонтальной плоскости су­щественно меньше ширины диаграммы, чем в верти­кальной плоскости. Самая коротковолновая перископи­ческая антенна сооружена в обсерватории Горьковского радиофизического института. Она эффективно работает до длин волн 1 мм. На длине волны 4 мм ширина диаграммы направленности этой антенны составляет 45″ в горизонтальной плоскости и 8’ в вертикальной плоскости.

Антенны переменного профиля. Вблизи станицы Зе­ленчукской Ставропольского края начал работать ра­диотелескоп РАТАН-600 (рис. 8). Схема его антенной системы напоминает схему перископической антенны. Однако в отличие от последней главное зеркало этой антенны в вертикальной плоскости плоское. Несмотря на гигантские размеры (диаметр главного зеркала 588 м), эта антенна может эффективно работать до длины волны 8 мм.

Рассмотрим теперь различные типы рефракторных антенн, которые эффективно используются «а метро­вых волнах.

Синфазные антенны. Эти антенны состоят из отдель­ных полуволновых облучателей (диполей), которые со­ставляют полотно, имеющее п облучателей в одном на­правлении и m облучателей в ортогональном направле­нии. Расстояние между облучателем в обоих ортого­нальных направлениях равно половине длины волны. С помощью антенны подобного типа, состоящей из 64 диполей, была проведена первая радиолокация Лу­ны на длине волны 2,5 м.

В синфазных антеннах суммирование сигналов от отдельных облучателей производится в фидерном трак­те. Причем вначале суммируются сигналы от облуча­телей, расположенных в одном ряду, а затем уже про­изводится суммирование по этажам (или наоборот). Чем больше число облучателей в ряду, тем уже диаг­рамма направленности антенны в плоскости, проходя­щей вдоль ряда этих диполей. Синфазные антенны узкополосны, т. е. практически они могут работать только на одной длине волны.

Антенна Центра дальней космической связи СССР, состоящая из 8 параболических антенн, расположенных по 4 в ряд (рис. 9), имеет почти в 8 раз больший ко­эффициент усиления, чем коэффициент усиления от­дельной параболической антенны. Эта сложная антен­на построена по принципу синфазной антенной ре­шетки.

Крестообразные антенны. Дальнейшим развитием антенн подобного типа явились крестообразные антен­ны. В них используется не пХт облучателей, как в синфазных антеннах, а п + т облучателей. В этих ан­теннах п облучателей располагается в одном направле­нии, а т облучателей в направлении, перпендикуляр­ном к нему. Путем соответствующего фазирования по высокой частоте такая антенна имеет диаграмму на­правленности (в вышеуказанных плоскостях), подоб­ную диаграмме антенны, состоящей из пХт облучате­лей. Однако коэффициент усиления такой крестообраз­ной антенны меньше, чем у соответствующих синфаз­ных антенн (состоящих из пХт облучателей). Часто такие антенны называют антеннами с незаполненной апертурой (раскрывом). (В синфазных антеннах, или антеннах с заполненной апертурой (пХт облучателей), для изменения направления диаграммы направленно­сти в пространстве необходимо поворачивать плоскость расположения облучателей путем поворота подвижно­го основания.)

В фазируемых решетках и антеннах с незаполнен­ной апертурой обычно изменение направления диаграм­мы направленности в одной из плоскостей осуществ­ляется за счет изменения фазовых соотношений в фи­дерном тракте, а в другой плоскости - за счет меха­нического поворота антенной системы.

Крупнейшей антенной крестообразного типа в де­каметровом диапазоне является антенна радиотелеско­па УТР-2 Харьковского института радиотехники и элек­троники (рис. 10). Эта антенная система состоит из 2040 широкополосных неподвижных облучателей, рас­положенных параллельно земной поверхности и обра­зующих два плеча - «север-юг» и «запад-восток».

Интерферометры. Особое место среди антенных си­стем занимают антенные интерферометры. Простейший радиоинтерферометр состоит из двух антенн, соединен­ных высокочастотным кабелем; сигналы от них сумми­руются и поступают на приемное устройство. Как и в оптическом интерферометре, разность фаз принятых сигналов определяется разностью хода лучей, которая зависит от расстояния между антеннами и направления прихода радиосигналов (рис. 11).

Из-за движения источника радиоизлучения по не­бесной сфере как раз и происходит изменение разности фаз сигналов, принятых антеннами радиоинтерферомет­ра. Это приводит к появлению максимумов и миниму­мов интерференционных сигналов. Перемещение источ­ника радиоизлучения на некоторый угол, при котором максимум интерференционного сигнала в радиоинтер­ферометре сменит минимум, эквивалентен ширине его диаграммы направленности. Однако в отличие от оди­ночных антенн радиоинтерферометр имеет многолепест­ковую диаграмму направленности в плоскости, прохо­дящей вдоль базы интерферометра. Ширина интерфе­ренционного лепестка тем уже, чем больше расстояние (база) между антеннами. (В плоскости, ортогональной базе интерферометра, диаграмма направленности опре­деляется размерами одиночной антенны этого интерфе­рометра.)

В настоящее время создание высокостабильных ге­нераторов частоты позволило реализовать радиоинтер­ферометрию с независимым приемом. В этой системе высокочастотные сигналы принимаются каждой из двух антенн и независимо друг от друга преобразуются в более низкие частоты с помощью сигналов от высоко­стабильных атомных стандартов частоты.

Интерферометры с независимым приемом в настоя­щее время работают с базами, превышающими размер континента и достигающими 10 000 км. Угловое раз­решение таких интерферометров достигло нескольких десятитысячных долей секунды дуги.

Приемники. Одной из основных характеристик ра­диотелескопа и планетного радиолокатора является чувствительность - минимальная мощность принятого сигнала, которую может зарегистрировать радиотеле­скоп или радиолокатор. Чувствительность зависит от параметров приемного устройства, параметров антенн и характеристик окружающего антенну пространства. В радиоастрономии принимаются настолько слабые сигналы радиоизлучения, что для того чтобы зарегистрировать эти сигналы, их приходится усиливать во много раз; при этом и полезные сигналы и помехи име­ют шумовой характер. Это осложняет их разделение в приемном устройстве.

Приемные устройства радиотелескопов - радиомет­ры, имея высокую чувствительность, также обладают высокой стабильностью своих характеристик. Так как чувствительность приемника главным образом опреде­ляется характеристика-ми его высокочастотной части, то поэтому входным узлам радиометра уделяют повышен­ное внимание. Для снижения уровня шумов приемника в его входных устройствах используются «малошумя-щие» высокочастотные усилители на лампах бегущей волны или туннельных диодах, а также применяются параметрические или квантовые парамагнитные усили­тели. Для получения еще более высокой чувствительно­сти приемника его высокочастотные узлы охлаждают до сверхнизких температур (в качестве хладоагентов используют жидкий азот или жидкий гелий). Система охлаждения, использующая жидкий гелий, позволяет получить температуру высокочастотных узлов прием­ника 5-10° К..

Радиоастрономические приемники для обеспечения высокой чувствительности должны иметь полосы про­пускания в сотни мегагерц или даже несколько тысяч мегагерц. Однако приемники со столь широкими поло­сами пригодны не для всех исследований. Так, измере­ние в радиодиапазоне спектров поглощения некоторых газов, находящихся в атмосферах Земли и планет (во­дяного пара, кислорода, озона и т. д.), требует мак­симальных полос пропускания порядка 50 МГц. Чувст­вительность такого приемника будет относительно не­высокой. Поэтому в таких измерениях необходимую чувствительность получают за счет увеличения времени накопления сигнала на выходе радиометра.

Допустимое время накопления сигнала определяет­ся схемой измерения и временем наличия сигналов ра­диоизлучения исследуемого небесного тела в поле зре­ния антенны радиотелескопа. При малых временах на­копления (интегрирования), исчисляемых секундами или десятками секунд, оно обычно осуществляется на элементах выходных фильтров радиометра. При боль­ших временах накопления функции интегратора выпол­няет ЭВМ.

Все вышеописанные методы позволяют понизить уровень собственных шумов в сотни и тысячи раз. При этом радиометр может измерять интенсивность радио­излучения, соответствующую шумовой температуре 0,003-0,01°К (при времени накопления 1 с). Однако собственными шумами обладает не только приемное устройство, но и антенно-фидерная система, шумы ко­торой зависят от многих параметров: температуры, ко­эффициента полезного действия антенны, потерь элек­тромагнитной энергии в фидерном тракте и т. д.

В радиоастрономии интенсивность шумовых сигна­лов принято характеризовать шумовой температурой. Этот параметр определяется мощностью шумов в поло­се пропускания, равной 1 Гц. Чем выше к. п. д. антенны, тем ниже ее шумовая температура, а следовательно, тем выше может быть получена чувствительность ра­диотелескопа.

Помехи радиоприему. Повышение чувствительности радиотелескопов ограничивается внешними помехами естественного происхождения. Искусственные помехи в значительной степени уменьшены за счет выбора спе­циально для радиоастрономических исследований ча­стотных диапазонов, в которых запрещена работа на­земных и космических радиостанций и радиосистем лю­бого назначения. Для уменьшения влияния индустри­альных помех радиотелескопы располагают вдали от промышленных центров, преимущественно в котлова­нах гор, так как последние хорошо экранируют радио­телескопы от наземных индустриальных помех.

Естественными помехами являются радиоизлучения земной поверхности и атмосферы, а также самого кос­мического пространства. Для снижения влияния фоно­вого радиоизлучения Земли на показания радиометра антенну радиотелескопа конструируют таким образом, чтобы ее диаграмма направленности в направлении к поверхности Земли имела значительное ослабление по сравнению с направлением на исследуемое небесное тело.

Благодаря наличию в земной атмосфере газов, име­ющих линии молекулярного поглощения в радиодиапа­зоне (кислород, водяной пар, озон, угарный газ и т. д.), атмосфера излучает шумовые сигналы в миллиметро­вом и сантиметровом диапазонах и также ослабляет в этих диапазонах принимаемое радиоизлучение небесных тел. Интенсивность радиоизлучения атмосферы су­щественно зависит от длины волны - сильно возраста­ет с уменьшением длины волны. Радиоизлучение атмос­феры особенно сильно вблизи резонансных линий упо­мянутых газов (наиболее интенсивными линиями яв­ляются линии кислорода и водяного пара вблизи длин волн 1,63; 2,5; 5 и 13,5 мм).

Для уменьшения влияния атмосферы радиоастроно­мы выбирают для наблюдений небесных тел участки радиодиапазона вдали от резонансных линий. Эти уча­стки, в которых атмосферные шумы минимальны, по­лучили название «окон прозрачности» атмосферы. В миллиметровом диапазоне такими «окнами» являют­ся участки вблизи длин волн 1,2; 2,1; 3,2 и 8,6 мм. Чем в более коротковолновом диапазоне находится «окно прозрачности», тем большее в нем ослабление радио­сигнала от исследуемого источника и выше уровень шумов атмосферы. (Радиоизлучение атмосферы сильно возрастает с ростом влажности. Основная масса водя­ного пара находится в приземном слое атмосферы на высотах до 2-3 км.)

Для уменьшения влияния атмосферы на радиоаст­рономические измерения радиотелескопы стараются размещать в районах с очень сухим климатом и на больших высотах над уровнем моря. Таким образом, требования к размещению радиотелескопов во многом оказываются схожими с требованиями размещения оп­тических телескопов. Поэтому часто в высокогорных обсерваториях вместе с радиотелескопами размещают­ся и оптические телескопы.

На результаты наблюдения космического радиоиз­лучения оказывает также влияние влага, сконцентри­рованная в облаках и выпадающая в виде осадков. Шумы атмосферы за счет этих компонент существенно возрастают с уменьшением длины волны (на волнах короче 3-5 см). Поэтому радиоастрономы стараются провести измерения в безоблачную погоду.

Кроме радиоизлучения атмосферы и поверхности Земли, фактором, ограничивающим чувствительность радиотелескопа, является космическое излучение Га­лактики и Метагалактики. В дециметровом, сантимет­ровом и миллиметровом диапазонах длин волн Мета­галактика излучает подобно абсолютно черному телу, нагретому до температуры 2,7° К. Это излучение распределено в пространстве изотропно. Интенсивность же из­лучения межзвездной среды в Галактике зависит от на­правления наблюдения (особенно велика интенсивность излучения в направлении Млечного Пути). Излучение галактического происхождения возрастает также с уве­личением длины волны на волнах более 30 см. Поэто­му наблюдение радиоизлучения небесных тел на вол­нах длиннее 50 см является весьма сложной задачей, которая усугубляется также возрастающим влиянием земной ионосферы на волнах метрового диапазона.

Передатчики. Для измерений характеристик отра­жения планет средняя мощность передатчиков планет­ных радиолокаторов должна составлять сотни киловатт. В настоящее время создано всего несколько таких ра­диолокаторов.

Передатчики планетных радиолокаторов работают либо без модуляции, либо попользуют какой-либо вид модуляции. Выбор режима излучения передатчика за­висит от задач исследований. Так, измерение эффектив­ной площади рассеяния и «доплеровокого» спектра сиг­нала, отраженного от планеты, не требует модуляции и обычно проводится при монохроматическом излучае­мом сигнале. В то же время измерение дальности до планеты и радиолокационное картографирование тре­буют модулированного сигнала.

Импульсная модуляция передатчика (применяемая при исследовании Луны) не может обеспечить большую среднюю мощность излучения, и поэтому она практи­чески не используется при планетных исследованиях. Методы частотной и фазовой модуляции применяются почти во всех передатчиках крупнейших планетных радиолокаторов. Так, планетный радиолокатор центра дальней космической связи СССР для измерения даль­ности использует метод линейной частотной модуляции, а планетный радиолокатор Массачусетского технологи­ческого института - метод «псевдошумовой фазовой ма­нипуляции».

Передатчики планетных радиолокаторов должны иметь весьма высокую стабильность частоты излучения (относительная нестабильность передатчика должна быть порядка 10 -9). Поэтому они строятся по схеме: стабилизированный маломощный генератор + усилитель мощности.

Основные характеристики передатчиков, используе­мых в зарубежных планетных радиолокаторах, а также отдельные характеристики этих радиолокаторов приве­дены в табл. 3 (см. с. 38).

Устройства наведения антенн и обработки принятых сигналов. Современный радиотелескоп немыслим без ЭВМ. Обычно в нем применяются даже две ЭВМ. Од­на из них работает в контуре наведения и сопровожде­ния исследуемого источника излучения. Она выраба­тывает сигналы, пропорциональные текущему азимуту и углу места источника, которые затем поступают в блоки управления приводами антенны. Эта же ЭВМ также контролирует правильность исполнения привода­ми антенн управляющих команд., анализируя сигналы с датчиков углов поворота этих приводов.

Антенные системы радиотелескопов могут изменять положение диаграммы направленности как в одной, так и в двух плоскостях. Обычно изменение положения диаграммы направленности антенн производится пу­тем механического перемещения антенны или облуча­теля в соответствующей плоскости. (Исключение со­ставляют антенны типа фазируемых решеток, в кото­рых изменение направления приема радиоизлучения осуществляется путем изменения фазовых соотношений в фидерном тракте.)

Антенны с одной степенью свободы обычно устанав­ливаются вдоль меридиана и изменяют свое положение по углу места, а измерение радиоизлучения источника производится во время прохождения его через геогра­фический меридиан, на котором расположен радиотеле­скоп. По такому принципу работает большое количест­во радиотелескопов. Полноповоротными антеннами обычно являются антенны зеркального типа.

Кроме обычно принятой азимуто-угломестной систе­мы наведения, в некоторых радиотелескопах использует­ся экваториальная система, в которой антенна радио­телескопа может поворачиваться относительно оси, па­раллельной оси вращения Земли (вдоль параллели), а также и в ортогональной плоскости. Такая система наведения антенны требует более простых алгоритмор для управления положением диаграммы направленно­сти в пространстве.

Системы управления антенной, кроме наведения и сопровождения выбранного источника, позволяют про­водить обзор (сканирование) неба в некоторой окрест­ности вокруг источника. Такой режим используется при измерении распределения интенсивности радиоизлуче­ния по диску планеты.

Вторая ЭВМ на современных радиотелескопах ис­пользуется для первичной обработки результатов изме­рений. Входным сигналом для этой ЭВМ являются те­кущие координаты и значения напряжений на выходе радиометра, пропорциональные интенсивности радиоиз­лучения исследуемого и калибровочных источников. По этим данным ЭВМ рассчитывает распределение ин­тенсивности радиоизлучения в зависимости от коорди­нат, т. е. строит карту радиояркостных температур ис­следуемого источника.

Для калибровки интенсивности принятых сигналов используется сопоставление радиоизлучения от иссле­дуемого источника с некоторыми эталонами, которые могут быть как первичными, так и вторичными. Метод первичного эталонирования, так называемый метод «искусственной луны», был разработан советским уче­ным В. С. Троицким. В данном методе измерения пер­вичным эталоном является радиоизлучение поглощаю­щего диска, установленного перед антенной радиотеле­скопа. С помощью метода «искусственной луны» в Горь­ковском радиофизическом институте был проведен большой цикл прецизионных измерений радиоизлуче­ния Луны и других источников.

В качестве вторичных эталонов обычно используют­ся сигналы радиоизлучения некоторых дискретных источников (например, радиоисточников в созвездиях Кассиопея, Лебедь, Дева, Телец, а также некоторых квазаров). Иногда в качестве вторичного эталона ис­пользуется радиоизлучение Юпитера.

Радиоастрономия

Радиоастрономия - это раздел астрономии, в котором небесные объекты - Солнце, звёзды, галактики и др. - исследуются на основе наблюдений излучаемых ими радиоволн в диапазоне от долей мм до нескольких км.

Радиоастрономические наблюдения, в отличие от оптических, можно проводить и в облачную погоду, т.к. атмосферные условия слабо влияют на прохождение радиоволн (кроме коротковолнового сантиметрового и миллиметрового диапазонов) .

Основное устройство для радиоастрономических наблюдений называется радиотелескоп , который, как правило, представляет собой параболическую антенну большого радиуса (чем больше радиус – тем выше разрешающая способность), в фокусе которой находится приёмное устройство.

Внешний вид типичного радиотелескопа

Разрешающая способность радиотелескопов определяется по простой формуле: в радианах – λ / D , (а в градусах - 180λ / π D ), где π =3,1415926… (математическая константа, равная отношению длины окружности к её диаметру), λ - длина волны, на которой проводятся наблюдения, а D – диаметр антенны радиотелескопа (длина волны и диаметр антенны должны быть в одной и той же единице измерения). Чем больше длина антенны и меньше длина волны – тем выше чувствительность радиотелескопа.

С одной стороны, длина волны радиоволн на несколько порядков ниже, чем у видимого света, поэтому при том же размере чувствительность радиотелескопа ниже, чем у обычного. С другой стороны, радиотелескоп можно сделать значительно больше по размерам. Крупнейший из наземных оптических телескопов по состоянию на начало XXI века имеют размеры зеркала лишь чуть больше 10 метров, в то время как имеется множество радиотелескоп с вращающимися антеннами размером десятки метров, а крупнейший одиночный телескоп РАТАН-600 имеет диаметр антенны 600 метров.

Более того, возможно явление радиоинтерферометрии (или просто интерферометрии ), когда два сравнительно небольших радиотелескопа, направленных в параллельном направлении и настроенные на одну длину волны, действуют как один большой радиотелескоп, диаметр антенны которого равен расстоянию между ними (которое называют длиной базы телескопа-интерферометра). Уже стало привычным явлением не только радионаблюдения с использованием двух радиотелескопов, находящихся на двух противоположных точках земного шара (что соответствует телескопу с размером антенны свыше 10 тысяч км), но и телескопов, один из которых находится на Земле, а второй – в космосе, что позволяет увеличить длину базы до десятков тысяч километров.

Вообще говоря, использовать свойство интерферометрии можно для повышения чувствительности не только радиотелескопов, но и телескопов, работающих на других длинах волн, в том числе и оптических, но это будет значительно сложнее.

Подробности радиоастрономических наблюдений . Путём теоретических исследований было установлено, что почти все наблюдаемые радиоастрономические явления связаны с известными в физике механизмами радиоизлучения: тепловым излучением твёрдых тел (планеты и малые тела Солнечной системы); тормозным излучением тепловых электронов в полях ионов космической плазмы (газовые туманности в Галактике, атмосфера Солнца и звёзд); магнитотормозным излучением тепловых, субрелятивистских и релятивистских электронов в космических магнитных полях (активные области на Солнце, пояса радиации вокруг некоторых планет, радиогалактики, квазары), различными коллективными процессами в плазме (вспышки радиоизлучения на Солнце и Юпитере и др. явления). Наряду со сплошным (непрерывным) спектром радиоизлучения, обусловленным перечисленными причинами, обнаружено также монохроматическое (т.е. на одной длине волны) излучение небесных объектов. Основными механизмами образования спектральных радиолиний являются квантовые переходы между различными атомными и молекулярными энергетическими уровнями.

Особенно большую роль в радиоастрономии играет линия нейтрального водорода с длиной волны 21 см, возникающая при переходах между сверхтонкими подуровнями в атоме водорода, и рекомбинационные линии возбуждённого водорода. Водород – самый распространённый элемент во Вселенной, имеющийся во всех небесных телах, поэтому излучение на этой линии наиболее эффективно.

С помощью радиотелескопов проводятся поисковые обзоры неба и детально исследуются отдельные объекты. Обнаруженные радиоисточники заносятся в каталоги; к 1974 опубликовано около 100 каталогов, в которых приведены сведения о десятках тысяч объектов, большая часть из которых расположена далеко за пределами нашей Галактики.

По объектам исследования радиоастрономия условно делится на солнечную , планетную, галактическую и метагалактическую (внегалактическую).

Солнечная радиоастрономия изучает атмосферу Солнца (хромосферу, корону, сверхкорону, солнечный ветер). Основная проблема - выяснение природы активности Солнца. Характер радиоизлучения Солнца различен в разных диапазонах. Радиоизлучение в миллиметровом диапазоне, связанное с тормозным излучением электронов плазмы солнечной хромосферы в электрических полях ионов, относительно спокойно. В сантиметровом диапазоне радиоизлучение в значительной степени зависит от тормозного и магнитотормозного излучения горячей намагниченной плазмы над солнечными пятнами. Наконец, в метровом диапазоне волн радиоизлучение Солнца очень нестабильно и имеет форму всплесков над относительно стабильным уровнем тормозного излучения солнечной короны. Мощность всплесков иногда в десятки миллионов раз превосходит излучение спокойной короны. Эти всплески, по-видимому, вызываются прохождением потоков быстрых частиц сквозь атмосферу Солнца. Солнечный ветер исследуется по рассеянию в нём радиоволн, идущих от удалённых радиоисточников.

Планетная радиоастрономия исследует тепловые и электрические свойства поверхности планет и их спутников, их атмосферы и радиационные пояса. Радиоастрономические наблюдения существенно дополняют результаты, полученные в оптическом диапазоне; особенно это относится к планетам, поверхность которых скрыта от земного наблюдателя плотными облаками. Радиоастрономические наблюдения позволили измерить температуру поверхности Венеры, оценить плотность её атмосферы; благодаря таким наблюдениям обнаружены радиационные пояса Юпитера и мощные вспышки радиоизлучения, возникающие в его атмосфере.

Радиолокационные методы позволяют с очень высокой точностью измерять расстояния до планет, периоды их вращения, осуществить картографирование поверхностей планет.

Галактическая радиоастрономия изучает структуру нашей Галактики, активность её ядра, физическое состояние межзвёздного газа и природу различных галактических источников радиоизлучения. Мощными галактическими источниками радиоизлучения являются остатки сверхновых звёзд, а также облака газа, ионизованного ультрафиолетовым излучением звёзд. Галактическая радиоастрономия изучает также структуру магнитного поля Галактики и способствует решению проблемы происхождения космических лучей.

Самыми мощными внегалактическими радиоисточниками являются квазары , видимые в оптическом диапазоне, но совершенно не похожие на обычные галактики. Радиоизлучение квазаров переменно: оно заметно изменяется за время от нескольких недель до нескольких лет, что может быть только при относительно малых линейных размерах радиоизлучающих областей в них. Это подтверждается прямыми наблюдениями структуры квазаров: с помощью интерферометров с большой базой обнаружены детали размером менее 10-3сек дуги, которые могут быть облаками или потоками ультрарелятивистских частиц, движущихся в магнитных полях. Детальная структура квазаров пока изучена недостаточно, а природа их ещё неизвестна.

Помимо дискретных внегалактических радиоисточников, наблюдается также фоновое излучение метагалактики. Оно складывается из совокупного радиоизлучения большого числа не наблюдаемых раздельно слабых радиоисточников и изотропного излучения, соответствующего температуре около 2,7 К. Последнее представляет собой излучение вещества, заполняющего метагалактику на ранней стадии развития Вселенной, когда это вещество (плазма) было плотнее, чем в современную эпоху, и имело температуру 3000-5000 К. Это излучение называют реликтовым излучением. Т. о., обнаружение реликтового излучения свидетельствует о том, что ранее Вселенная не была такой, как сейчас, - она была плотней и горячей. Подсчёты числа внегалактических радиоисточников также подтверждают предположение о том, что ранее либо пространственная плотность радиоисточников в окрестностях нашей Галактики была выше, либо они были в среднем значительно мощнее, чем в современную эпоху. Вместе с этим оказалось, что видимая пространственная плотность радиоисточников на очень больших расстояниях (т. е. на ещё более ранних стадиях эволюции Вселенной) быстро падает. Это можно объяснить тем, что в ту эпоху не было источников радиоизлучения (а возможно, и галактик вообще). Однако падение пространственной плотности может быть результатом и сильного рассеяния радиоизлучения в метагалактическом газе.

История радиоастрономии . Уже в XIX веке, сразу же после открытия радиоволн, были высказаны предположения о существовании радиоизлучения Солнца и предприняты попытки зарегистрировать его. Однако чувствительность применяемых приёмников радиации оказалась для этого совершенно недостаточной. Лишь в 1931 Карл Янский (США) на волне 14,6 м случайно обнаружил ощутимое радиоизлучение Млечного Пути. В то время Янский работал радиоинженером на полигоне фирмы «Bell Telephone Labs ». Ему было поручено исследование направления прихода грозовых помех. Для этого Карл Янский построил вертикально поляризованную однонаправленную антенну типа полотна Брюса. Конструкция составляла 30,5 м в длину и 3,7 м в высоту. Основание антенны крепилось на четырёх колёсах, что обеспечивало вращение по азимуту. Синхронный электропривод за 20 минут поворачивал всю конструкцию на один оборот. Работа велась на волне 14,6 м (20,5 МГц). Антенна была соединена с чувствительным приёмником, на выходе которого стоял самописец с большой постоянной времени. В декабре 1932 года Янский уже представляет первые результаты, полученные на своей установке . Сообщалось об обнаружении «…постоянного шипения неизвестного происхождения». Янский утверждал, что эти помехи вызывают «шипение в наушниках, которое трудно отличить от шипения, вызываемого шумами самой аппаратуры. Направление прихода шипящих помех меняется постепенно в течение дня, делая полный оборот за 24 часа». Основываясь на 24-часовом эффекте Янский предположил , что новый источник помех в какой-то мере может быть связан с Солнцем. В двух своих следующих работах, в октябре 1933 года и октябре 1935 года, Карл Янский постепенно приходит к заключению, что источником его новых помех является центральная область нашей галактики. Причём наибольший отклик получается, когда антенна направлена на центр Млечного Пути.

1937 год. Построен первый радиотелескоп с параболическим зеркалом Гроутом Ребером , радиолюбителем из Уиттона (США, штат Иллинойс). Радиотелескоп располагался в заднем дворе дома родителей Гроута , имел параболическую форму и диаметр антенны около 9 метров. С помощью инструмента Гроут построил карту неба в радиодиапазоне, на которой отчётливо видны центральные области Млечного Пути и яркие радиоисточники Лебедь A (Cyg A) и Кассиопея A (Cas A).

В 1942 было обнаружено радиоизлучение спокойного Солнца, в 1945 - Луны, в 1946 был открыт первый «дискретный» (т. е. малого размера) источник радиоизлучения в созвездии Лебедя. Его физическая природа оставалась неизвестной вплоть до 1954, когда на месте этого радиоисточника наконец удалось увидеть в оптическом диапазоне удалённую Галактику.

В 1951 г. сразу тремя группами радиоастрономов в Нидерландах, США и Австралии была открыта радиолиния водорода 21 см. В том же 1951 г. американские астрономы У. Бааде и Р. Минковский отождествили мощный радиоисточник в созвездии Лебедя с далёкой галактикой (радиогалактика Лебедь А). Вскоре были отождествлены радиоисточники с галактиками NGC 4486 (Дева А), NGC 5128 (Кентавр А) и др., началось всестороннее исследование радиогалактик. В 1953 г. обнаружена двойная структура источника в радиогалактике Лебедь А , оказавшаяся типичной для многих внегалактич . радиоисточников.

В 50-е гг. 20 в. интенсивно изучалось радиоизлучение Солнца и были открыты его осн . особенности. Изучалось радиоизлучение планет. Исследование радиоизлучения Луны на различных длинах волн позволило, в частности, установить, что ее поверхность покрыта значит. с лоем пыли; было обнаружено, что поверхность Венеры имеет высокую температуру; изучались физ. условия и на поверхности др. планет, в частности, Марса и Меркурия; была открыта обширная магнитосфера планеты Юпитер.

В конце 50-х - начале 60-х гг. был проведен ряд детальных обзоров неба, что позволило обнаружить значительное число дискретных радиоисточников. Отметим Кембриджские (Великобритания) обзоры неба и соответствующие каталоги радиоисточников, обзоры, проведенные в Австралии (MSH и PKS) и США (обзор Нац . радиоастрономич . обсерватории NRAO, Калифорнийского технологич . института - CT, Огайского университета - O и др.).

В 1965 г. было сделано одно из фундаментальных открытий - обнаружено реликтовое радиоизлучение. Это радиоизлучение свидетельствует, что в прошлом расширяющаяся Вселенная была плотной, имела очень высокую темп-ру вещества, находившегося в равновесии с излучением (см. Модель горячей Вселенной).

В 1967 были обнаружены пульсары - источники пульсирующего радиоизлучения. Первоначально их приняли за сигнал от внеземных цивилизаций, однако последующие исследования показали, что они представляют собой быстровращающиеся нейтронные звезды. Была установлена связь пульсаров с остатками взрывов сверхновых звезд.

Что мы узнали с помощью радиотелескопов . Если бы «радионебо » можно было видеть так же, как мы видим в ясную ночь звездное небо, нам представилась бы картина, существенно отличающаяся от той, к-рая наблюдается в световых лучах. Мы увидели бы более широкую (в 2-3 раза) яркую полосу вдоль Млечного Пути со значительным увеличением яркости в галактическом центре (в оптическом излучении центр Галактики нельзя видеть из-за сильного поглощения света межзвездной пылью). Все небо было бы усеяно «радиозвездами» и протяженными туманностями различной яркости. При сопоставлении вида неба в световых и радиолучах мы обратили бы внимание на странное, на первый взгляд, несоответствие: на месте многих оптически ярких звезд не было бы видно даже слабых «радиозвезд», в то время как некоторые оптически слабые объекты, невидимые невооруженным глазом, в радиолучах были бы очень яркими. При помощи сильного оптического телескопа на месте некоторых ярких «радиозвезд» мы увидели бы далекие туманности и слабые звездобразные объекты - галактики и квазары. Самым ярким объектом «радионеба » остается Солнце (из-за близости к нам). Однако мощность его радиоизлучения в миллионы раз меньше оптического. Это сравнение показывает, насколько слабо, вообще говоря, радиоизлучение космоса и почему его интенсивное исследование стало возможным лишь после создания гигантских высокочувствительных радиотелескопов.

Второй по потоку радиоизлучения источником - туманность в созвездии Кассиопеи (радиоисточник Кассиопея А) - остаток вспышки сверхновой звезды. Но уже следующий по наблюдаемому потоку излучения объектом является радиоисточник в созвездии Лебедя, отождествляемый с далекой (расстояние ок . 200 Мпк ) слабой (16-й звездной величины) туманностью (радиогалактика Лебедь А). Абсолютное большинство наиболее мощных радиоисточников на «радионебе » - внегалактические объекты (радиогалактики и квазары).

Как в книге И.С.Шкловского «Вселенная, жизнь, разум», исследование экзопланет в радиодиапазоне могло бы помочь в поиске технически развитых цивилизаций. Известно, например, что планета Земля, если её наблюдать из космоса в радиотелескоп, является самым ярким объектом Солнечной системы в радиодиапазоне (в отдельные периоды даже ярче Солнца) благодаря вещанию многочисленных радиостанций и телепередатчиков. Однако высокий фон радиоизлучения от планеты, находящейся в зоне обитаемости, является хотя и достаточным, но не не необходимым признаком технически развитой цивилизации – возможно, по мере развития техники будут открыты способы связи и технологии СМИ, не связанные с рассеянием радиоизлучения.

Основные современные радиообсерватории . Крупнейший из современных наземных радиотелескопов - РАТАН-600 (сокращение от РАдиоТелескоп Академии Наук) - радиотелескоп диаметром около 600 метров, располагающийся недалеко от станицы Зеленчукская на Северном Кавказе на высоте 970 метров над уровнем моря. Принадлежит САО РАН. Телескоп состоит из 895 прямоугольных отражающих элементов размером 11,4 на 2 метра, расположенных по кругу с диаметром 576 метров. Круг разделён на 4 сектора по сторонам света. Отражающие элементы каждого сектора выставляются по параболе, образуя отражающую и фокусирующую полосу антенны. В фокусе такой полосы располагается специальный облучатель.

РАТАН-600

Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИАН - старейшее научное учреждение России, занимающееся радиоастрономией. Основана 11 апреля 1956 года на базе постоянно действовавших c 1948 года в Крыму экспедиций. В 1990 году она вошла в состав Астрокосмического центра ФИАН, а в 1996 году была переименована в обсерваторию и получила современное название. Среди оборудования:

· RT-22 - старейший телескоп в обсерватории и один из старейших в России. Создавался с 1951 по 1959 гг.

· ДКР-1000 (DCR-1000) - Диапазонный Крестообразный Радиотелескоп 1000-метровый - радиотелескоп меридианного типа с незаполненной апертурой - состоит из двух антенн Север-Юг и Восток-Запад, расположенных в форме креста. Антенна Север-Юг была разрушена «охотниками за цветным металлом» в конце 90-х годов XX в. и с тех пор не восстановлена.

· БСА (BSA) - Большая сканирующая антенна - радиотелескоп меридианного типа с заполненной апертурой - представляет собой решетку из 16384 волновых диполей размером 187·384 м соответственно в направлении Восток-Запад и Север-Юг. Изначально рабочая частота была 102,5 МГц ± 1,5 МГц, но после того как этот диапазон был отдан для радиовещания пришлось переделать телескоп для работы на частоте 109-113 МГц.

Центр космической связи в Евпатории

Ещё один радиоастрономический центр в России - главный центр испытаний и управления космическими средствами Космического командования - подведомство ВВКО Минобороны РФ, располагается недалеко от г. Евпатория (Крым). Территория центра разделена на 3 площадки. По сути дела является обсерваторией. Создан в 1960 году. Техническую основу Центра составлял космический радиотехнический комплекс «Плутон», оснащённый уникальными антеннами АДУ-1000, которые не имеют мировых аналогов. 27 сентября 1960 года центр принят госкомиссией. 12 февраля 1961 года Центр дальней космической связи приступил к управлению полётом первой в мире автоматической межпланетной станции «Венера-1». В 1965 году были осуществлены запуски аппаратов «Венера-2» и «Венера-3». Со временем был запущен целый ряд космических аппаратов серий «Эхо», «Венера», «Марс», с помощью которых отрабатывались вопросы динамики полётов и посадки на планеты Солнечной системы, изучение атмосферы планет, передачи информации. В мае-июле 1999 года, августе-сентябре 2001 года, июле 2003 года и октябре 2008 года при помощи РТ-70 были отправлены послания внеземным цивилизациям.

Калязинская радиообсерватория

Медвежьи Озёра

Также в России действуют Центр космической связи ОКБ МЭИ «Медвежьи озера » (ЦКС ОКБ МЭИ) - основан в 1958 году на 26-м километре Щёлковского шоссе, в деревне Долгое Лёдово , в 15 км восточнее Москвы; и Калязинская радиоастрономическая обсерватория (КРАО) Астрокосмического центра ФИАН - радиоастрономическая обсерватория, введена в строй в 1992 году, располагается вблизи города Калязин Тверской области. Основным нструментом их обоих является радиотелескоп ТНА-1500, известный также как РТ-64 (цифры в названии означают: 64 – диаметр антенны 64 метра, 1500 – величина собирающей площади 1500 квадратных метров. Минимальная рабочая длина волны - 1 см. Первый радиотелескоп этого типа вступил в строй в 1979 году.

Из зарубежных радиообсерваторий наиболее известны американские обсерватории Аресибо и Гринбэнк .

Аресибо - астрономическая обсерватория, расположенная в Пуэрто-Рико , в 15 км от города Аресибо , на высоте 497 м над уровнем моря. Интересен тем, что его антенна расположена в кратере потухшего вулкана. Официальное открытие обсерватории Аресибо состоялось 1 ноября 1963 года. Среди открытий, сделанных в обсерватории, следует отметить:

· 7 апреля 1964 года Гордон Петтенгилл и Р. Дайс уточнили сидерический период вращения Меркурия с 88 дней до 59.

· В 1968 году, измерение периодичности пульсара в Крабовидной туманности (33 мс), и аналогичные измерения для подобных объектов, которые позволили подтвердить существование нейтронных звёзд.

· В 1974 году Рассел Халс и Джозеф Тейлор обнаружили первый двойной пульсар PSR B1913+16, (за это они были удостоены Нобелевской премии по физике в 1993 году).

· В 1982 году обнаружен первый «миллисекундный» пульсар PSR J1937+21, (Don Backer , Shri Kulkarni и другие). Частота вращения этого объекта - 642 раза в секунду (он до 2005 года был самым быстровращающимся из обнаруженных пульсаров).

· В 1990 году Александр Вольшчан обнаружил пульсар PSR 1257+12, у которого, при дальнейшем его изучении, были открыты первые планеты за пределами Солнечной системы.

· В 1994 году в приполярных областях Меркурия обнаружены поверхности, сходные по радиоотражающим свойствам с водяным льдом.

Обсерватория в Аресибо

Общественности обсерватория в Аресибо известна по нескольким голливудским фильмам. Гигантская антенна радиотелескопа обсерватории фигурировала, например, в фильме «Золотой глаз» из эпопеи про Джеймса Бонда и фильме «Контакт», снятому по одноимённому роману Карла Сагана.

С 1999 года информация с этого радиотелескопа поступает для обработки проектом SETI@home , посредством подключённых к Интернету компьютеров добровольцев.

Обсерватория Грин-Бэнк

Радиотелескоп Грин-Бэнк (англ. Green Bank Telescope ) - параболический радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории, расположенный в Грин-Бэнк , штат Западная Вирджиния , США. Вступил в строй в августе 2000 года. Грин-Бэнк - крупнейший в мире полноповоротный параболический радиотелескоп по состоянию на сентябрь 2009 года. Зеркало имеет размеры по осям 100-110 м. Этот радиотелескоп может быть направлен в любую точку на небе с точностью, превосходящей одну тысячную градуса. Минимальная рабочая длина волны 6 мм.

Вопросы и задания:

1. Что изучает радиоастрономия?

2. Как устроен радиотелескоп?

3. Как определяется разрешающая способность радиотелескопов?

4. Что такое радиоинтерферометрия ?

5. В чём преимущества и недостатки радиотелескопов по сравнению с обычными оптическими телескопами?

6. Кто был основателем радиоастрономии?

7. В чём особенность длины волны 21 см?

8. Какие основные открытия были сделаны с помощью радиотелескопов? Что такое пульсары, квазары, радиогалактики?

9. Как с помощью радиоастрономии можно обнаружить технически развитые внеземные цивилизации? Почему их пока не удалость обнаружить таким способом?

10. Назовите основные радиоастрономические обсерватории России и США. Каковы отличительные черты каждой из них?

11. Сравните между собой свойства крупнейшего российского радиотелескопа РАТАН-600 и крупнейшего американского радиотелескопа Грин-Бэнк

→

Радиотелескоп является разновидностью телескопа и применяется для исследования электромагнитного излучения объектов. Он позволяет изучать электромагнитное излучение астрономических объектов в диапазоне несущих частот от десятков МГц до десятков ГГц. С помощью радиотелескопа ученые могут принять собственное радиоизлучения объекта и, основываясь на полученных данных, исследовать его характеристики, такие как: координаты источников, пространственная структура, интенсивность излучения, а также спектр и поляризация.

Впервые радиокосмическое излучение было обнаружено в 1931 году Карлом Янским, американским радиоинженером. Изучая атмосферные радиопомехи, Янский обнаружил постоянный радиошум. На тот момент ученый точно не мог объяснить его происхождение и отождествил его источник с Млечным путем, а именно с его центральной частью, где находится центр галактики. Только в начале 1940-х работы Янского были продолжены и поспособствовали в дальнейшем развитию радиоастрономии.

Радиотелескоп состоит из антенной системы, радиометра и регистрирующей аппаратуры. Радиометр – это приемное устройство, с помощью которого измеряют мощность излучения малой интенсивности в диапазоне радиоволн (длины волн от 0,1 мм до 1000 м). Другими словами радиотелескоп занимает наиболее низкочастотное положение по сравнению с другими приборами, с помощью которых исследуется электромагнитное излучение (например, инфракрасный телескоп, рентгеновский телескоп и т. д.).

Антенна представляет собой устройство для сбора радиоизлучения небесных объектов. Соновными характеристиками любой антенны являются: чувствительность (то есть минимально возможный сигнал для обнаружения), а также угловое разрешение (то есть способность разделить излучения от нескольких радиоисточников, которые расположены близко друг к другу).

Очень важно, чтобы радиотелескоп обладал высокой чувствительностью и хорошей разрешающей способностью, так как именно это дает возможность наблюдать меньшие пространственные детали исследуемых объектов. Минимальная плотность потока DР, которая регистрируется, определяется соотношением:
DP=P/(S \sqrt(Dft))
где Р - мощность собственных шумов радиотелескопа, S - эффективная площадь антенны, Df - полоса частот, которые принимаются, t - время накопления сигнала.

Антенны, используемые в радиотелескопах, можно разделить на несколько основных типов (классификация производится в зависимости от диапазона длин волн и назначения):
Антенны полной апертуры: параболические антенны (используются для наблюдения на коротких волнах; установлены на поворотных устройствах), радиотелескоп со сферическими зеркалами (диапазон волн до 3-см, неподвижная антенна; перемещение в пространстве луча антенны осуществляется облучением разных частей зеркала), радиотелескоп Крауса (длина волн 10 см; неподвижное вертикально расположенное сферическое зеркало, на которое направлено излучение источника с помощью плоского зеркала, установленного под определенным углом), перископические антенны (небольшие размеры по вертикали и большие в горизонтальном направлении);
Антенны с незаполненной апертурой (два типа в зависимости от способа воспроизведения изображения: последовательный синтез, апертурный синтез – см. ниже). Простейший инструмент данного типа – простой радиоинтерферометр (связанные между собой системы из двух радиотелескопов для одновременного наблюдения за радиоисточником: обладает большей разрешающей способностью, пример: Интерферометр с апертурным синтезом в Кембридже, Англия, длина волны 21 см). Другие типы антенн: крест (крест Миллса с последовательным синтезом в Молонго, Австралия, длина волны 73,5 см), кольцо (инструмент типа последовательного синтеза в Калгуре, Австралия, длина волны 375 см), составной интерферометр (интерферометр с апертурным синтезом во Флерсе, Австралия, длина волны 21).

Самыми точными в работе являются полноповоротные параболические антенны. В случае их применения чувствительность телескопа усиливается за счет того, что такую антенну можно направить в любую точку неба, накапливая сигнал от радиоисточника. Подобный телескоп выделяет сигналы космических источников на фоне разнообразных шумов. Зеркало отражает радиоволны, которые фокусируются и улавливаются облучателем. Облучатель представляет из себя полуволновое диполе, принимающее излучение заданной длины волны. Основная проблема использования радиотелескопов с параболическими зеркалами состоит в том, что при повороте зеркало деформируется под действием сил тяжести. Именно из-за этого в случае увеличения диаметра свыше примерно 150 м увеличиваются отклонения при измерениях. Тем не менее, существуют очень крупные радиотелескопы, которые успешно работают много лет.

Иногда, для более успешных наблюдений, используют несколько радиотелескопов, установленных на определенном расстоянии друг от друга. Такая система называется радиоинтерферометром (см. выше). Принцип его действия состоит в измерении и записи колебаний электромагнитного поля, которые порождаются отдельными лучами на поверхности зеркала или другой точке, через которую проходит тот же луч. После этого записи складываются с учетом фазового сдвига.

Если решетку антенн сделать не сплошной, а разнесенной на достаточно большое расстояние, то получится зеркало большого диаметра. Такая система работает по принципу «синтеза апертуры». В этом случае разрешение определяется расстоянием между антеннами, а не их диаметром. Таким образом, данная система позволяет не строить огромные антенны, а обойтись, как минимум, тремя, расположенными с определенными промежутками. Одной из самых известных систем подобного рода является VLA (Very Large Array). Этот массив расположен в США, штате Нью-Мексико. «Очень большая решетка» была создана в 1981 году. Система состоит из 27 полноповоротных параболических антенн, которые расположены вдоль двух линий, образующих букву “V”. Диаметр каждой антенны достигает 25 метров. Каждая антенна может занимать одну из 72 позиций, передвигаясь по рельсовым путям. VLA по чувствительности соответствует антенне диаметром 136 километров и по угловому разрешению превосходит лучшие оптические системы. Неслучайно именно VLA использовалась при поиске воды на Меркурии, радио-корон вокруг звезд и других явлений.

По своей конструкции радиотелескопы чаще всего открыты. Хотя в некоторых случаях для того, чтобы защитить зеркало от погодных явлений (температурных изменений и ветровых нагрузок), телескоп помещают внутрь купола: сплошного (Хайстекская обсерватория, 37-м радиотелескоп) или с раздвижным окном (11-м радиотелескоп на Китт-Пик, США).

В настоящее время перспективы использования радиотелескопов заключаются в том, что они позволяют наладить связь между антеннами, находящимися в разных странах и даже на разных континентах. Подобные системы называются радиоинтерферометрами со сверхдлинной базой (РСДБ). Сеть из 18 телескопов была использована в 2004 году для наблюдения за посадкой аппарата «Гюйгенс» на Титан, спутник Сатурна. Ведется проектирование системы ALMA, состоящей из 64 антенн. Перспектива на будущее – запуск антенн интерферометра в космос.