Радиотелескоп принцип работы. Принцип действия и строения оптического и радиотелескопа методы

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

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).

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 небесного 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 электромагнитного 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.

Рекордсмены в одиночном разряде

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

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 галактики — 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 прошлом 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.

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

Инструменты будущего

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.

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 км2, 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.

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 миллиардных долей секунды дуги — в сотни тысяч раз лучше, чем в современных оптических инструментах!

Михаил Прохоров, доктор физико-математических наук
Георгий Рудницкий, кандидат физико-математических наук

Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.

Линзовые телескопы.

Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Мы это называем настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями - аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Давно держащий первенство среди линзовых телескопов - телескоп Йеркской обсерватории с объективом 102 сантиметра диаметром.

Зеркальные телескопы.

У простых зеркальных телескопов, телескопов-рефлекторов, объектив - это сферическое зеркало, которое собирает световые лучи и отражает их с помощью дополнительного зеркала в сторону окуляра - линзы, в фокусе которой строится изображение. Рефлекс – это отражение. Зеркальные телескопы не грешат хроматической аберрацией, так как свет в объективе не преломляется. Зато у рефлекторов сильнее выражена сферическая аберрация, которая, кстати говоря, сильно ограничивает поле зрения телескопа. В зеркальных телескопах так же используются сложные конструкции, поверхности зеркал, отличные от сферических и прочее.

Зеркальные телескопы изготавливать легче и дешевле. Именно поэтому их производство в последние десятилетия бурно развивается, в то время как новых крупных линзовых телескопов уже очень давно не делают. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентный целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8-ми метров. Самым большим оптическим телескопом России является 6-ти метровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Телескоп долгое время был наикрупнейшим в мире.

Характеристики телескопов.

Увеличение телескопа. Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Если, скажем, фокусное расстояние объектива два метра, а окуляра – 5 см, то увеличение такого телескопа будет 40 крат. Если поменять окуляр, можно изменить и увеличение. Так астрономы и поступают, ведь не менять же, в самом деле, огромный объектив?!

Выходной зрачок. Изображение, которое строит для глаза окуляр, может в общем случае быть как больше глазного зрачка, так и меньше. Если изображение больше, то часть света в глаз не попадет, тем самым, телескоп будет использоваться не на все 100%. Это изображение называют выходным зрачком и рассчитывают по формуле: p=D:W, где p – выходной зрачок, D – диаметр объектива, а W – увеличение телескопа с данным окуляром. Если принять размер глазного зрачка равным 5 мм, то легко рассчитать минимальное увеличение, которое разумно использовать с данным объективом телескопа. Получим этот предел для объектива в 15 см: 30 крат.

Разрешение телескопов

В виду того что, свет – это волна, а волнам свойственно не только преломление, но и дифракция, никакой даже самый совершенный телескоп не дает изображение точечной звезды в виде точки. Идеальное изображение звезды выглядит в виде диска с несколькими концентрическими (с общим центром) кольцами, которые называют дифракционными. Размером дифракционного диска и ограничивается разрешение телескопа. Все, что закрывает собою этот диск, в данный телескоп никак не увидишь. Угловой размер дифракционного диска в секундах дуги для данного телескопа определяется из простого соотношения: r=14/D, где диаметр D объектива измеряется в сантиметрах. Упомянутый чуть выше пятнадцатисантиметровый телескоп имеет предельное разрешение чуть меньше секунды. Из формулы следует, что разрешение телескопа всецело зависит от диаметра его объектива. Вот еще одна причина строительства как можно более грандиозных телескопов.

Относительное отверстие. Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием. Этот параметр определяет светосилу телескопа, т. е., грубо говоря, его способность отображать объекты яркими. Объективы с относительным отверстием 1:2 – 1:6 называют светосильными. Их используют для фотографирования слабых по яркости объектов, таких, как туманности.

Телескоп без глаза.

Одной из самых ненадежных деталей телескопа всегда был глаз наблюдателя. У каждого человека - свой глаз, со своими особенностями. Один глаз видит больше, другой - меньше. Каждый глаз по-разному видит цвета. Глаз человека и его память не способны сохранить всю картину, предлагаемую для созерцания телескопом. Поэтому, как только стало возможным, астрономы стали заменять глаз приборами. Если подсоиденить вместо окуляра фотоаппарат, то изображение, получаемое объективом можно запечатлеть на фотопластине или фотопленке. Фотопластина способна накапливать световое излучение, и в этом ее неоспоримое и важное преимущество перед человеческим глазом. Фотографии с большой выдержкой способны отобразить несравненно больше, чем под силу рассмотреть человеку в тот же самый телескоп. Ну и конечно, фотография останется как документ, к которому неоднократно можно будет в последствии обратиться. Еще более современным средством являются ПЗС - камеры с полярно-зарядовой связью. Это светочувствительные микросхемы, которые подменяют собой фотопластину и передают накапливаемую информацию на ЭВМ, после чего могут делать новый снимок. Спектры звезд и других объектов исследуются с помощью присоединенных к телескопу спектрографов и спектрометров. Ни один глаз не способен так четко различать цвета и измерять расстояния между линиями в спектре, как это с легкостью делают названные приборы, которые еще и сохранят изображение спектра и его характеристики для последующих исследований. Наконец, ни один человек не сможет посмотреть одним глазом в два телескопа одновременно. Современные системы из двух и более телескопов, объединенных одной ЭВМ и разнесенных, порой на расстояния в десятки метров, позволяют добиться потрясающе высоких разрешений. Такие системы называют интерферометрами. Пример системы из 4-х телескопов - VLT. Целых четыре вида телескопов мы объединили в один подраздел неслучайно. Земная атмосфера пропускает соответствующие длины электромагнитных волн неохотно, поэтому телескопы для изучения неба в этих диапазонах стремятся вынести в космос. Именно с развитием космонавтики напрямую связано развитие ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма и инфракрасной отраслей астрономии.

Радиотелескопы.

В качестве объектива радиотелескопа чаще всего выступает металлическая чаша параболоидной формы. Собранный ею сигнал принимается антенной, находящейся в фокусе объектива. Антенна связана с ЭВМ, которая обычно и обрабатывает всю информацию, строя изображения в условных цветах. Радиотелескоп, как и радиоприемник, способен одновременно принимать только какую-то длину волны. В книге Б. А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной» есть очень интересная иллюстрация, напрямую связанная с предметом нашего разговора. В одной обсерватории гостям предлагали подойти к столу и взять с него листок бумаги. Человек брал листок и на обороте читал примерно следующее: «Взяв этот листок бумаги, Вы затратили больше энергии, чем приняли все радиотелескопы мира за все время существования радиоастрономии». Если Вы ознакомились с этим разделом (а следовало бы), то Вы, должно быть, помните, что радиоволны обладают самыми большими длинами волн среди всех видов электромагнитного излучения. Это означает, что соответствующие радиоволнам фотоны переносят совсем немного энергии. Чтобы собрать приемлемое количество информации о светилах в радиолучах, астрономы строят огромные по размерам телескопы. Сотни метров – вот тот не столь уже удивительный рубеж для диаметров объективов, который достигнут современной наукой. К счастью, в мире все взаимосвязано. Строительство гигантских радиотелескопов не сопровождается теми же сложностями в обработке поверхности объектива, которые неизбежны при строительстве оптических телескопов. Допустимые погрешности поверхности пропорциональны длине волны, поэтому, порою, металлические чаши радиотелескопов представляют собой не гладкую поверхность, а попросту решетку, и на качестве приема это никак не сказывается. Большая длина волны также позволяет строить грандиозные системы интерферометров. Порой, в таких проектах участвуют телескопы разных континентов. В проектах есть интерферометры космических масштабов. Если они осуществятся, радиоастрономия достигнет невиданных пределов в разрешении небесных объектов. Кроме сбора излучаемой небесными телами энергии, радиотелескопам доступно «подсвечивание» поверхности тел Солнечной системы радиолучами. Сигнал, посланный, скажем с Земли на Луну, отразится от поверхности нашего спутника и будет принят тем же телескопом, что и посылал сигнал. Этот метод исследований называется радиолокацией. С помощью радиолокации можно многое узнать. Впервые астрономы узнали о том, что Меркурий вращается вокруг своей оси именно таким способом. Расстояние до объектов, скорость их движения и вращения, их рельеф, некоторые данные о химическом составе поверхности – вот те немаловажные сведения, которые по силам выяснить радиолокационными методами. Самый грандиозный пример таких исследований – полное картографирование поверхности Венеры, проведенное АМС «Магеллан» на стыке 80-х и 90-х годов. Как Вы, может быть, знаете, эта планета прячет от человеческого глаза свою поверхность за плотной атмосферой. Радиоволны же беспрепятственно проходят сквозь облака. Теперь мы знаем о рельефе Венеры лучше, чем о рельефе Земли (!), ведь на Земле покрывало океанов мешает проводить изучение большей части твердой поверхности нашей планеты. Увы, скорость распространения радиоволн велика, но не безгранична. К тому же, с удаленностью радиотелескопа от объекта возрастает рассеивание посланного и отраженного сигнала. На дистанции Юпитер-Земля сигнал принять уже сложно. Радиолокация – по астрономическим меркам, оружие ближнего боя.

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.

План:

Введение

• 1 Устройство
• 2 Принцип работы
  • 2.1 Радиоинтерферометры
• 3 Первые радиотелескопы
  • 3.1 Начало - Карл Янский
  • 3.2 Второе рождение - Гроут Ребер
• 4 Классификация радиотелескопов
  • 4.1 Антенны с заполненной апертурой
    • 4.1.1 Параболоиды вращения
    • 4.1.2 Параболические цилиндры
    • 4.1.3 Антенны с плоскими отражателями
    • 4.1.4 Земляные чаши
    • 4.1.5 Антенные решётки (синфазные антенны)
  • 4.2 Антенны с незаполненной апертурой
• 5 Список радиотелескопов
Примечания

Введение

Радиотелескоп РТФ-32 обсерватории «Зеленчукская», ИПА РАН. Расположен на Северном Кавказе.

Радиотелеско́п - астрономический инструмент для приёма собственного радиоизлучения небесных объектов (в Солнечной системе, Галактике и Метагалактике) и исследования их характеристик: координат, пространственной структуры, интенсивности излучения, спектра и поляризации .

Радиотелескоп занимает начальное, по диапазону частот, положение среди астрономических инструментов исследующих электромагнитное излучение, - более высокочастотными являются телескопы теплового, видимого, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма излучения .

Радиотелескопы предпочтительно располагать далеко от главных населённых пунктов, чтобы максимально уменьшить электромагнитные помехи от вещательных радиостанций, телевидения, радаров и др. излучающих устройств. Размещение радиообсерватории в долине или низине ещё лучше защищает её от влияния техногенных электромагнитных шумов.

1. Устройство

Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: антенного устройства и очень чувствительного приёмного устройства - радиометра. Радиометр усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в форму, удобную для регистрации и дальнейшей обработки.

Конструкции антенн радиотелескопов отличаются большим разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн, используемых в радиоастрономии (от 0,1 мм до 1000 м). Антенны радиотелескопов, принимающих мм, см, дм и метровые волны, чаще всего представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных оптических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель - устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передаёт принятую энергию на вход радиометра, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора . На современных радиотелескопах аналоговый сигнал с выхода радиометра преобразуется в цифровой и записывается на жёсткий диск в виде одного или нескольких файлов.

Для направления антенн в исследуемую область неба их устанавливают обычно на Азимутальных монтировках, обеспечивающих повороты по азимуту и высоте (полноповоротные антенны). Существуют также антенны, допускающие лишь ограниченные повороты, и даже полностью неподвижные. Направление приёма в антеннах последнего типа (обычно очень большого размера) достигается путём перемещения облучателей, которые воспринимают отражённое от антенны радиоизлучение.

2. Принцип работы

Принцип работы радиотелескопа больше схож принципом работы фотометра, нежели оптического телескопа. Радиотелескоп не может строить изображение непосредственно, он лишь измеряет энергию излучения, приходящего с направления, в котором "смотрит" телескоп. Таким образом, чтобы получить изображение протяженного источника, радиотелескоп должен промерить его яркость в каждой точке.

Ввиду дифракции радиоволн на апертуре телескопа, измерение направления на точечный источник происходит с некоторой ошибкой, которая определяется диаграммой направленности антенны и накладывает фундаментальное ограничение на разрешающую способность инструмента:

где λ - длина волны, D - диаметр апертуры. Высокая разрешающая способностью позволяет наблюдать более мелкие пространственные детали исследуемых объектов. Чтобы улучшить разрешающую способность, нужно либо уменьшить длину волны, либо увеличить апертуру. Однако использование малых длин волн повышает требования к качеству поверхности зеркала (см. критерий Релея). Поэтому обычно идут по пути увеличения апертуры. Увеличение апертуры также позволяет улучшить ещё одну важную характеристику - чувствительность. Радиотелескоп должен обладать высокой чувствительностью, чтобы обеспечить надёжную регистрацию как можно более слабых источников. Чувствительность определяется уровнем флюктуаций плотности потока ΔP :

где P - мощность собственных шумов радиотелескопа, S - эффективная площадь (собирающая поверхность) антенны, Δf - полоса частоти и t - время накопления сигнала. Для повышения чувствительности радиотелескопов увеличивают их собирающую поверхность и применяют малошумящие приёмники и усилители на основе мазеров, параметрических усилителей и т. д.

2.1. Радиоинтерферометры

Помимо увеличения диаметра апертуры, существует ещё один способ увеличить разрешающую способность (или сузить диаграмму направленности). Если взять две антенны, расположенных на расстоянии d (база) друг от друга, то сигнал от источника до одной из них будет приходить чуть раньше, чем до другой. Если затем сигналы с двух антенн проинтерферировать, то из результирующего сигнала с помощью специальной математической процедуры редукции можно будет восстановить информацию об источнике с эффективным разрешением λ / d . Такая процедура редукции называется апертурным синтезом. Интерференция может проводиться как аппаратно, путём подачи сигнала по кабелям и волноводам в общий смеситель, так и на ЭВМ с предварительно оцифрованными по меткам точного времени и сохраненными на носитель сигналами. Современные технические средства позволили создать систему РСДБ, которая включает в себя телескопы расположенные на разных материках и разнесенные на несколько тысяч километров.

3. Первые радиотелескопы

3.1. Начало - Карл Янский

Точная копия радиотелескопа Карла Янского в натуральную величину. Национальная радиоастрономическая обсерватория (NRAO), Грин Бэнк, Западная Вирджиния, США

История радиотелескопов берёт своё начало с экспериментов Карла Янского, проведённых в 1931 г. 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. Размеры конструкции составляли 30.5 м в длину и 3.7 м в высоту. 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 .

Запись излучений, полученная Янским 24 февраля 1932 года. Максимумы (стрелки) повторяются через 20 мин. - период полного оборота антенны.

В декабре 1932 г. Янский уже сообщал о первых результатах, полученных на своей установке . В статье сообщалось об обнаружении «… постоянного шипения неизвестного происхождения», которое «… трудно отличить от шипения, вызываемого шумами самой аппаратуры. Направление прихода шипящих помех меняется постепенно в течение дня, делая полный оборот за 24 часа». 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 .

Янский сознавал, что прогресс в радиоастрономии потребует антенн больших размеров с более острыми диаграммами, которые должны быть легко ориентируемы в различных направлениях. Он сам предложил конструкцию параболической антенны с зеркалом 30.5 м в диаметре для работы на метровых волнах. Однако его предложение не получило поддержки в США, и радиоастрономия зачахла .

3.2. Второе рождение - Гроут Ребер

Меридианный радиотелескоп Гроута Ребера

В 1937 году Гроут Ребер, радиоинженер из Уэтона (США, штат Иллинойс) заинтересовался работой Янского и сконструировал в заднем дворе дома своих родителей антенну с параболическим рефлектором диаметром 9,5 м. Эта антенна имела меридианную монтировку, то есть была управляема лишь по углу места, а изменение положения лепестка диаграммы по прямому восхождению достигалось за счёт вращения Земли. Антенна Ребера была меньше, чем у Янского, но работала на более коротких волнах, и её диаграмма направленности была значительно острее. У антенны Ребера луч имел коническую форму с шириной 12° по уровню половинной мощности, в то время как у луча антенны Янского была веерообразная форма шириной 30° по уровню половинной мощности в наиболее узком сечении .

Весной 1939 года Ребер обнаружил на волне 1,87 м (160 МГц) излучение с заметной концентрацией в плоскости Галактики и опубликовал некоторые результаты .

Радиокарта небосвода, полученная Гроутом Ребером в 1944 г.

Совершенствуя свою аппаратуру , Ребер предпринял систематический обзор неба и в 1944 году опубликовал первые радиокарты небосвода . На картах отчётливо видны центральные области Млечного Пути и яркие радиоисточники в созвездии Стрельца, Лебедь A, Кассиопея A, Большого Пса и Кормы . Карты Ребера достаточно хороши даже по сравнению с современными картами.

После Второй Мировой войны были сделаны существенные технологические улучшения в области радиоастрономии учёными в Европе, Австралии и США. Таким образом начался расцвет радиоастрономии.

4. Классификация радиотелескопов

Широкий диапазон длин волн, разнообразие объектов исследований в радиоастрономии, быстрые темпы развития радиофизики и радиотелескопостроения, большое число независимых коллективов радиоастрономов привели к большому разнообразию типов радиотелескопов. Наиболее естественно классифицировать радиотелескопы по характеру заполнения их апертуры и по методам фазирования СВЧ поля (рефлекторы, рефракторы, независимая запись полей) :

4.1. Антенны с заполненной апертурой

Антенны этого типа похожи на зеркала оптических телескопов и является наиболее простыми и привычными в использовании. Антенны с заполненой апертурой просто собирают сигнал от наблюдаемого объекта и фокусируют его на приёмнике. Записанный сигнал уже несет в себе научную информацию и не нуждается в синтезе. Недостатком таких антенн является низкая разрешающая способность. Антенны с незаполненной апертурой можно разделить на несколько классов по форме их поверхности и методу монтирования.

4.1.1. Параболоиды вращения

Практически все антенны такого типа устанавливаются на Альт-азимутальных монтировках и являются полноповоротным. Главным их преимуществом является то, что такие радиотелескопы могут, как и оптические, наводиться на объект и вести его. Таким образом, наблюдения могут проводиться в любое время, пока исследуемый объект находится над горизонтом. Типичные представители: Радиотелескоп Грин-Бэнк, РТ-70, калязинский радиотелескоп.

4.1.2. Параболические цилиндры

Строительство полноповоротных антенн сопряжено с определёнными трудностями, связанными с огромной массой таких конструкций. Поэтому строят неподвижные и полуподвижные системы. Стоимость и сложность таких телескопов растет гораздо медленнее с их ростом размеров. Параболический цилиндр собирает лучи не в точке, а на прямой, параллельной его образующей (фокальная линия). Из-за этого телескопы данного типа имеют несимметричную диаграмму направленности и различное разрешение по разным осям. Ещё одним недостатком таких телескопов является то, что ввиду ограниченной подвижности для наблюдения им доступна только часть неба. Представители: радиотелескоп Иллинойского университета , индийский телескоп в Ути .

Ход лучей в телескопе Нансэ

4.1.3. Антенны с плоскими отражателями

Для работы на параболическом цилиндре требуется, чтобы на фокальной линии было размещено несколько детекторов, сигнал с которых складывается с учетом фаз. На коротких волнах это сделать непросто из-за больших потерь в линиях связи. Антенны с плоским отражателем позволяют обойтись лишь одним приёмником. Такие антенны состоят из двух частей: подвижного плоского зеркала и неподвижного параболоида. Подвижное зеркало "наводится" на объект и отражает лучи на параболоид. Параболоид концентрирует лучи в точке фокуса, где располагается приёмник. Такому телескопу доступна только часть неба для наблюдений. Представители: радиотелескоп Крауса , Большой радиотелескоп в Нансэ .

4.1.4. Земляные чаши

Стремление удешевить конструкцию привело астрономов к мысли об использовании природного рельефа в качестве зеркала телескопа. Представителем этого типа стал 300-метровый радиотелескоп Аресибо. Он расположен в карстовой воронке, дно которой вымощено алюминиевыми листами в форме сфероида. приёмник на специальных опорах подвешивается над зеркалом. Недостатком данного инструмента является то, что ему доступна область неба в пределах 20° от зенита.

4.1.5. Антенные решётки (синфазные антенны)

Такой телескоп состоит из множества элементарных облучателей (диполей или спиралей) расположенных на расстоянии меньшем, чем длина волны. Благодаря точному управлению фазой каждого элемента, удается добиться высокой разрешающей способности и эффективной площади. Недостатком таких антенн является то, что они изготавливаются под строго определённую длину волны. Представители: радиотелескоп БСА в Пущино.

4.2. Антенны с незаполненной апертурой

Наиболее важными для целей астрономии являются две характеристика радиотелескопов: разрешающая способность и чувствительность. При этом чувствительность пропорциональна площади антенны, а разрешение - максимальному размеру. Таким образом, самые распространенные круглые антенны дают наихудшее разрешение при той же эффективной площади. Поэтому в радиоастрономии появились телескопы с малой

Телескоп ДКР-1000, с незаполненной апертурой

площадью, но большой разрешающей способностью. Такие антенны получили название антенн с незаполненной апертурой , так как они имеют "дыры" в апертуре, превосходящие длину волны. Чтобы получить изображение с таких антенн, наблюдения нужно проводить в режиме синтеза апертур. Для апертурного синтеза достаточно двух синхронно работающих антенн, расположенных на некотором расстоянии, которое называют базой . Чтобы восстановить изображение источника, нужно промерить сигнал на всех возможных базах с некоторым шагом вплоть до максимальной .

Если антенны всего две, то придется проводить наблюдение, затем менять базу, проводить наблюдение в следующей точке, опять менять базу и т. д. Такой синтез называется последовательным . По такому принципу работает классический радиоинтерферометр. Недостаток последовательного синтеза состоит в том, что он требует много времени и не может выявить переменность радиоисточников на коротких временах. Поэтому чаще применяется параллельный синтез . В нём участвует сразу много антенн (приёмников), которые одновременно проводят измерения для всех нужных баз. Представители: «Северный крест» в Италии, радиотелескоп ДКР-1000 в Пущино.

Крупные массивы типа VLA часто относят к последовательному синтезу. Однако, ввиду большого количества антенн, практически все базы уже представлены, и дополнительных перестановок обычно не требуется.

5. Список радиотелескопов

Примечания

1. Большая советская энциклопедия - slovari.yandex.ru/dict/bse/article/00064/63300.htm?text=радиотелескоп&encid=bse&stpar3=1.1. - СССР: Советская энциклопедия, 1978.
2. Электромагнитное излучение
3. Радиотелескоп // Физика космоса: Маленькая энциклопедия - www.astronet.ru/db/FK86/ / Под ред. Р. А. Сюняева. - 2-е изд. - М .: Сов. энциклопедия, 1986. - С. 560. - 783 с. - ISBN 524(03)
4. П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И.Мороз Курс общей астрономии. - М .: Наука, 1970.
5. 1 2 3 Джон Д. Краус. Радиоастрономия. - М .: Советское радио, 1973.
6. Jansky K.G. Directional Studies of Atmospherics at Hight Frequencies. - Proc. IRE, 1932. - Т. 20. - С. 1920-1932.
7. Jansky K.G. Electrical disturbances apparently of extraterrestrial origin.. - Proc. IRE, 1933. - Т. 21. - С. 1387-1398.
8. Jansky K.G. A note on the source of interstellar interference.. - Proc. IRE, 1935. - Т. 23. - С. 1158-1163.
9. Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., June, 1940. - Т. 91. - С. 621-624.
10. Reber G. Cosmic Static. - Proc. IRE, February, 1940. - Т. 28. - С. 68-70.
11. 1 2 Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., November, 1944. - Т. 100. - С. 279-287.
12. Reber G. Cosmic Static. - Proc. IRE, August, 1942. - Т. 30. - С. 367-378.
13. Кип Торн. Чёрные дыры и складки времени. - М .: Издательство физико-математической литературы, 2007. - С. 323-325. - 616 с. - ISBN 9785-94052-144-4
14. 1 2 3 Н.А.Есепкина, Д.В.Корольков, Ю.Н.Парийский. Радиотелескопы и радиометры. - М .: Наука, 1973.
15. Радиотелескоп Иллинойского университета. - www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html
16. Телескоп в Ути - rac.ncra.tifr.res.in/ort.html
17. , Радиотелескоп Грин-Бэнк , Very Large Array (радиотелескоп) , Сибирский солнечный радиотелескоп .