Telescop (din tele... și greacă skopeo - I look) Telescop (din tele... și greacă skopeo - I look), un instrument astronomic pentru studierea corpurilor cerești prin radiația lor electromagnetică. Telescoapele sunt împărțite în telescoape cu raze gamma, telescoape cu raze X, ultraviolete, optice, infraroșii și radio. Există 3 tipuri de telescoape optice: refractoare (lentila), reflectoare (oglindă) și sisteme combinate oglindă-lentila. Primele observații astronomice folosind telescoape (refractoare optice) au fost efectuate în 1609 de Galileo.

Telescoape optice ASTRONOMII OBSERVĂ STELE, PLANETELE ȘI ALTE OBIECTE ALE UNIVERSULUI CU TELESCOPE. UN TELESCOP ESTE INSTRUMENTUL DE LUCRU DE BAZĂ AL ORICĂRUI EXPLORATOR AL UNIVERSULUI. CÂND A APĂRUT PRIMUL TELESCOP ŞI CUM AU FOST MONTAT? ÎN 1609, PROFESORUL UNIVERSITĂȚII DIN PADUA GALILEO GALILEO (1564 -1642) A INDICAT PENTRU PRIMA DĂRĂ UN MIC LUNETTE DE PROFECT PE CARE EL ÎNȘȘI L-A FĂCUT PE CERUL STELERAT. EPOCA ASTRONOMIEI TELESCOPICE A ÎNCEPUT ÎN STUDIUL BORIELOR CERESTICE.

Principiul de funcționare al unui telescop optic... se bazează pe proprietățile unei lentile convexe sau ale unei oglinzi concave, care acționează ca o lentilă într-un telescop, aduce în atenție razele paralele de lumină care vin la noi din diverse surse cerești și creează imaginile lor în planul focal. Un astronom care privește o imagine a unui obiect spațial printr-un ocular o vede mărită. În acest caz, mărirea unui telescop este înțeleasă ca raportul dintre vizibil dimensiuni unghiulare obiect atunci când este observat cu un telescop și fără acesta. Mărirea unui telescop este egală cu raportul dintre distanța focală a lentilei și distanța focală a ocularului.

Telescopul Galileo Galilei Dar telescopul lui Galileo avea un dezavantaj semnificativ: Primul telescop Galileo... lentila era o lentila plan-convexa, avea un camp foarte mic, cu un diametru de 4 cm cu o distanta focala de 50 cm a ocularului a fost realizată de o lentilă plan-concavă de dimensiuni mai mici. Această combinație de ochelari optici a dat o mărire de trei ori. Galileo a proiectat apoi un telescop mai avansat, cu o lentilă de 5,8 cm în diametru și o lungime focală de 165 cm. A mărit imaginile Lunii și planetelor de 33 de ori. Cu ajutorul lui, omul de știință și-a făcut descoperirile astronomice remarcabile: munți de pe Lună, sateliți ai lui Jupiter, faze ale lui Venus, pete pe Soare și multe stele slabe. . . viziune, adică un cerc foarte mic de cer era vizibil prin conductă. Prin urmare, îndreptați instrumentul spre unele corp ceresc, și nu a fost deloc ușor să-l urmărești.

Trecuse doar un an de la începutul observațiilor telescopice, când astronomul și matematicianul german Johannes Kepler (1571 -1630) și-a propus proiectarea telescopului. Noutatea constă în sistemul optic însuși: obiectivul și ocularul erau lentile biconvexe. Drept urmare, imaginea din telescopul Keplerian, desigur, vizualizarea obiectelor terestre în acest fel nu a fost directă, a fost incomod, dar cu cele astronomice, ca în telescopul lui Galileo, și observațiile, acest lucru este complet inversat. nici un sens. La urma urmei, în Univers nu există nici vârf absolut, nici fund absolut.

Telescopul lui Kepler s-a dovedit a fi MULT MAI BUN DECÂT PRIMUL NĂSCUT OPTICO AL LUI GALILEO: ARE UN CÂMP DE VIZIUNE MARE ȘI ERA UȘOR DE OPERAT. ACESTE AVANTAJE IMPORTANTE ALE NOULUI INSTRUMENT I-au DETERMINAT UNIC SORTEA: PE MAI MAI, TELESCOAPELE LENTILELOR AU ÎNCEPU A FI CONSTRUITE EXCLUSIV CONFORM SCHEMA KEPLER. ȘI SISTEMUL OPTIC AL TELESCOPULUI GALILEEAN S-A PĂSTRAT NUMAI ÎN BINOCULARUL DE TEATRU.

Astfel, există două tipuri principale de telescoape: TELESCOPUL LENTIL-REFRACTOR, ÎN CARE SUNT REFRACTATE razele de lumină trecând prin lentilă, ȘI REFLECTOARELE TELESCOPULUI ÎN OGLINȚĂ (REFLECTIV). TELESCOPUL OGLINZĂ DE-A lungul timpului A FOST FOLOSIT PENTRU OBSERVAȚII OBIECTELOR FOARTE DISTANȚE ȘI FOARTE LUMINOSE. OCHIUL OM ESTE CAPAT SĂ DISTINGEȚI SEPARAT DOUĂ PĂRȚI ALE UNUI OBIECTUL OBSERVAT NUMAI DACĂ DISTANȚA ANGULARĂ DINTRE ELE NU ESTE MAI MAI MULT DE UNUL SAU DOUĂ MINUTE DE ARC. AȘA, PE LUNA CU OCHIUL DESPLEȚI PUTEȚI VEDE DETALII DE RELIEF A CĂROR DIMENSIUNEA DEPĂȘEȘTE 150 -200 KM. PE DISCUL SOLAR, CÂND SOARELE ESTE Spre APUNS ȘI LUMINA SA ESTE SLABITĂ DE EFECTUL DE ABSORBȚIE AL ATMOSFEREI PĂMÂNTULUI, SUNT VIZIBILE PUNCTE CU DIMENSIUNEA CRUCIEI DE 50-100 MII. KM. NICIO ALTE DETALII NU POATE FI CONSIDERATE DE OCHIUL NESARMAT. ȘI NUMAI MULTUMITĂ UNUI TELESCOP, CARE MĂRȘTEȘTE UNGHIUL DE VEDERE, PUTEȚI „ABORDA” OBIECTE CELESTE LA DISTANȚĂ DE VOI ÎNȘINE – OBSERVAȚI-LE ȘI ÎN APROPIERE.

Caracteristicile radiotelescoapelor RADIOTELESCOPUL MODERN VA PERMIT SA EXPLORA UNIVERSUL IN ATATE DE DETALII CARE A FOST DECÂNT RECUL DE LIMITE DE POSIBILITATE NU NUMAI IN GAMA RADIO, CI SI IN ASTRONOMIA TRADITIONALA IN LUMINA VIZIBILA. INSTRUMENTELE UNITE ÎNTR-O SINGĂ REȚEA, SITUATE PE DIFERITE CONTINENTE, VA PERMȚE SĂ UITȚI ÎN FOARTE INIMA DE RADIO GALAXIE, QUASAR, CUMPLURI DE STELE TINERE ȘI FORMARE SISTEME PLANETARE. INTERFEROMETRELE RADIO CU BAZELE ULTRA-LUNGI SUNT DE MII DE ORI MAI MULTĂ CONștientizare decât cele mai mari telescoape optice. Cu ajutorul lor, puteți nu numai să urmăriți mișcarea navelor spațiale în vecinătatea planetelor îndepărtate, ci și să explorați mișcările scoarței propriei planete. , inclusiv „simțirea” directă a derivării continentale. Urmează interferometrele radio spațiale, care ne vor permite să pătrundem și mai adânc în secretele Universului.

Atmosfera terestră nu este transparentă pentru toate tipurile de radiații electromagnetice care provin din spațiu. Are doar două „ferestre de transparență” largi. Centrul unuia dintre ele cade pe regiunea optică în care se află radiația maximă a Soarelui. La aceasta, ca urmare a evoluției, ochiul uman s-a adaptat în ceea ce privește sensibilitatea, care percepe unde luminoase cu o lungime de 350 până la 700 de nanometri. (De fapt, această fereastră de transparență este chiar mai largă - de la aproximativ 300 la 1.000 nm, adică acoperă intervalele ultraviolete și infraroșii apropiate). Cu toate acestea, dunga curcubeu de lumină vizibilă este doar o mică parte din bogăția „culorilor” Universului. În a doua jumătate a secolului al XX-lea, astronomia a devenit cu adevărat unde. Progresele tehnologice au permis astronomilor să efectueze observații în noi intervale spectrale. Pe partea cu lungime de undă scurtă a luminii vizibile se află intervalele ultraviolete, razele X și gama. Pentru fiecare dintre aceste game există obiecte astronomice care se manifestă cel mai clar în ea, deși în radiația optică ele pot să nu reprezinte nimic remarcabil, așa că până de curând astronomii pur și simplu nu le-au observat.

Unul dintre cele mai interesante și mai informative game de spectru pentru astronomie este undele radio. Radiația care este înregistrată de radioastronomia de la sol trece printr-o a doua fereastră de transparență mult mai largă a atmosferei Pământului - în intervalul de lungimi de undă de la 1 mm la 30 m Ionosfera Pământului este un strat de gaz ionizat la o altitudine de despre Principala caracteristică a unui radiotelescop este modelul său de directivitate. Arată sensibilitatea instrumentului la 70 km - reflectă în spațiu toată radiația semnalelor care vin din diferite direcții în spațiu. Pentru unde mai lungi de 30, o antenă parabolică „clasică” are un model de directivitate de m. La unde mai scurte decât 1, ea constă dintr-un lob principal, în formă de con, orientat de-a lungul axei unui paraboloid și mai multe (per. mm radiația cosmică este complet ordine de mărime) lobi laterali mai slabi. „Vigilența” este „devorată” de moleculele radiotelescopului, adică rezoluția sa unghiulară este determinată de atmosferă (lățimea principală a lobului principal al modelului de radiație. Două surse de pe cer, care cad împreună în soluția acestui lob, cum ar fi oxigenul, și fuzionează pentru telescopul radio într-unul singur. Prin urmare, lățimea diagramei de vapori de apă). directivitatea determină dimensiunea celor mai multe piese mici surse radio care încă pot fi distinse individual.

Principiul de funcționare al radiotelescoapelor Antenele parabolice complet rotative - analogi ale telescoapelor reflectorizante optice - s-au dovedit a fi cele mai flexibile în funcționare din întreaga varietate de antene de radioastronomie. Ele pot fi direcționate către orice punct al cerului, monitorizează sursa radio - „acumulează semnalul”, așa cum spun radioastronomii - și astfel crește sensibilitatea telescopului, capacitatea sa de a izola semnale mult mai slabe de la sursele cosmice pe fundalul tot felul de zgomot. Primul paraboloid mare, complet rotativ, cu un diametru de 76 m, a fost construit în 1957 la Observatorul Britanic Jodrell Bank. Și astăzi antena celei mai mari antene mobile din lume de la Green Bank Observatory (SUA) măsoară 100 pe 110 m și aceasta este practic limita pentru radiotelescoapele mobile individuale. Creșterea diametrului are trei consecințe importante: două bune și una rele. În primul rând, cel mai important lucru pentru noi este că rezoluția unghiulară crește proporțional cu diametrul. În al doilea rând, sensibilitatea crește, mult mai rapid, proporțional cu aria oglinzii, adică pătratul diametrului. Și în al treilea rând, costul crește și mai repede, ceea ce în cazul unui telescop reflectorizant (atât optic, cât și radio) este aproximativ proporțional cu cubul diametrului oglinzii sale principale.

Principalele dificultăți sunt legate de deformarea oglinzii sub influența gravitației. Pentru ca oglinda telescopului să focalizeze clar undele radio, abaterea suprafeței de la parabolica ideală nu trebuie să depășească o zecime din lungimea de undă. O astfel de precizie este ușor de atins pentru valuri de câțiva metri sau decimetri lungime. Dar la unde scurte centimetrice și milimetrice, precizia necesară este deja de zecimi de milimetru. Din cauza deformărilor structurale sub propria greutate și a sarcinilor vântului, este aproape imposibil să se creeze un telescop parabolic complet rotativ cu un diametru de peste 150 m. Cea mai mare antenă fixă cu un diametru de 305 m a fost construită la Observatorul Arecibo, Puerto Rico. Dar, în general, era gigantomaniei în construcția de radiotelescoape a ajuns la sfârșit. În Mexic, pe muntele Sierra Negra, la o altitudine de 4.600 de metri, se finalizează construcția unei antene de 50 de metri pentru funcționarea în domeniul undelor milimetrice. Aceasta poate fi ultima antenă unică mare construită în lume.

Pentru a discerne detaliile structurii surselor radio, avem nevoie de alte abordări, pe care trebuie să le înțelegem. Undele radio emise de obiectul observat se propagă în spațiu, generând modificări periodice ale câmpurilor electrice și magnetice. O antenă parabolică colectează undele radio incidente pe ea la un moment dat - focalizarea. Când mai multe puncte trec printr-un punct unde electromagnetice, se amestecă, adică câmpurile lor se adună. Dacă undele ajung în fază, se întăresc reciproc, dacă sunt în antifază, se slăbesc, până la zero complet. Particularitatea unei oglinzi parabolice este tocmai aceea că toate undele dintr-o sursă ajung să se concentreze în aceeași fază și se amplifică reciproc în modul maxim posibil! Funcționarea tuturor telescoapelor reflectorizante se bazează pe această idee.

Un punct luminos apare la focalizare și, de obicei, aici este plasat un receptor, care măsoară intensitatea totală a radiației captate în modelul de radiație al telescopului. Spre deosebire de astronomia optică, un radiotelescop nu poate fotografia o zonă a cerului. În fiecare moment, detectează radiația care vine dintr-o singură direcție. În linii mari, un radiotelescop funcționează ca o cameră cu un singur pixel. Pentru a construi o imagine, trebuie să scanați punct cu punct sursa radio. (Cu toate acestea, radiotelescopul milimetric construit în Mexic are o matrice de radiometre la focalizare și nu mai este „un singur pixel”).

→

Un radiotelescop este un tip de telescop și este folosit pentru a studia radiația electromagnetică a obiectelor. Vă permite să studiați radiația electromagnetică a obiectelor astronomice în intervalul de frecvențe purtătoare de la zeci de MHz la zeci de GHz. Folosind un radiotelescop, oamenii de știință pot primi emisia radio proprie a unui obiect și, pe baza datelor obținute, pot studia caracteristicile acestuia, cum ar fi coordonatele surselor, structura spațială, intensitatea radiației, precum și spectrul și polarizarea.

Radiația radiocosmică a fost descoperită pentru prima dată în 1931 de Karl Jansky, un inginer radio american. În timp ce studia interferența radio atmosferică, Jansky a descoperit zgomot radio constant. La acel moment, omul de știință nu putea explica exact originea sa și și-a identificat sursa cu Calea Lactee, și anume cu partea centrală, unde se află centrul galaxiei. Abia la începutul anilor 1940, munca lui Jansky a continuat și a contribuit la dezvoltarea în continuare a radioastronomiei.

Un radiotelescop constă dintr-un sistem de antenă, un radiometru și un echipament de înregistrare. Un radiometru este un dispozitiv de recepție care măsoară puterea radiației de intensitate scăzută în domeniul undelor radio (lungimi de undă de la 0,1 mm la 1000 m). Cu alte cuvinte, radiotelescopul ocupă poziția de cea mai joasă frecvență în comparație cu alte instrumente cu care se studiază radiația electromagnetică (de exemplu, un telescop în infraroșu, un telescop cu raze X etc.).

O antenă este un dispozitiv pentru colectarea emisiilor radio de la obiectele cerești. Caracteristicile esențiale ale oricărei antene sunt: sensibilitatea (adică semnalul minim posibil pentru detectare), precum și rezoluția unghiulară (adică capacitatea de a separa emisiile de la mai multe surse radio care sunt situate aproape una de alta).

Este foarte important ca radiotelescopul să aibă o sensibilitate ridicată și o rezoluție bună, deoarece aceasta este ceea ce face posibilă observarea detaliilor spațiale mai mici ale obiectelor studiate. Densitatea minimă de flux DP care este înregistrată este determinată de relația:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
unde P este puterea zgomotului propriu al radiotelescopului, S este aria efectivă a antenei, Df este banda de frecvență care este recepționată, t este timpul de acumulare a semnalului.

Antenele utilizate în radiotelescoape pot fi împărțite în mai multe tipuri principale (clasificarea se face în funcție de intervalul de lungimi de undă și de scop):
Antene cu deschidere completă: antene parabolice (folosite pentru observarea pe unde scurte; instalate pe dispozitive rotative), radiotelescop cu oglinzi sferice (gamă de undă până la 3 cm, antenă fixă; mișcarea fasciculului antenei în spațiu se realizează prin iradiere diferite părți oglinzi), radiotelescop Kraus (lungime de undă 10 cm; o oglindă sferică fixă situată vertical, pe care este îndreptată radiația sursei folosind o oglindă plată instalată la un anumit unghi), antene periscop ( dimensiuni mici vertical și mare orizontal);
Antene cu deschidere goală(două tipuri în funcție de metoda de reproducere a imaginii: sinteza secvențială, sinteza diafragmei - vezi mai jos). Cel mai simplu instrument de acest tip este un radio interferometru simplu (sisteme interconectate a două radiotelescoape pentru observarea simultană a unei surse radio: are rezoluție mai mare, exemplu: Interferometru de fuziune cu deschidere în Cambridge, Anglia, lungime de undă 21 cm). Alte tipuri de antene: cruce (Mills Cross cu fuziune secvențială la Molongo, Australia, lungime de undă 73,5 cm), inel (instrument de tip fuziune succesivă la Kalgur, Australia, lungime de undă 375 cm), interferometru compus (interferometru de fuziune cu deschidere la Flers, Australia, lungime de undă 21 ).

Cele mai precise în funcționare sunt antenele parabolice cu rotație completă. Dacă sunt folosite, sensibilitatea telescopului este sporită datorită faptului că o astfel de antenă poate fi direcționată către orice punct al cerului, acumulând un semnal de la o sursă radio. Un astfel de telescop izolează semnalele de la sursele cosmice pe un fundal de diferite zgomote. Oglinda reflectă undele radio, care sunt focalizate și captate de iradiator. Iradiatorul este un dipol cu jumătate de undă care primește radiații de o anumită lungime de undă. Principala problemă cu utilizarea radiotelescoapelor cu oglinzi parabolice este că atunci când este rotită, oglinda este deformată sub influența gravitației. Din această cauză, atunci când diametrul crește peste aproximativ 150 m, abaterile măsurătorilor cresc. Cu toate acestea, există radiotelescoape foarte mari care funcționează cu succes de mulți ani.

Uneori, pentru observații mai reușite, se folosesc mai multe radiotelescoape, instalate la o anumită distanță unele de altele. Un astfel de sistem se numește interferometru radio (vezi mai sus). Principiul funcționării sale este de a măsura și înregistra oscilațiile câmpului electromagnetic care sunt generate de raze individuale pe suprafața unei oglinzi sau a altui punct prin care trece aceeași rază. După aceasta, înregistrările sunt adăugate ținând cont de schimbarea de fază.

Dacă matricea de antene nu este continuă, ci distanțată pe o distanță suficient de mare, atunci se va obține o oglindă cu diametru mare. Un astfel de sistem funcționează pe principiul „sintezei deschiderii”. În acest caz, rezoluția este determinată de distanța dintre antene, și nu de diametrul acestora. Astfel, acest sistemîți permite să nu construiești antene uriașe, ci să te descurci cu cel puțin trei, amplasate la anumite intervale. Unul dintre cele mai cunoscute sisteme de acest gen este VLA (Very Large Array). Această matrice este situată în SUA, statul New Mexico. „Very Large Grille” a fost creat în 1981. Sistemul este format din 27 de antene parabolice complet rotative, care sunt situate de-a lungul a două linii care formează litera „V”. Diametrul fiecărei antene ajunge la 25 de metri. Fiecare antenă poate ocupa una dintre cele 72 de poziții în timp ce se deplasează de-a lungul șinelor ferate. VLA are aceeași sensibilitate ca o antenă cu un diametru de 136 de kilometri și o rezoluție unghiulară superioară celor mai bune sisteme optice. Nu este o coincidență că VLA a fost folosit în căutarea apei pe Mercur, a coroanelor radio în jurul stelelor și a altor fenomene.

Prin proiectare, radiotelescoapele sunt cel mai adesea deschise. Deși în unele cazuri, pentru a proteja oglinda de fenomenele meteorologice (schimbări de temperatură și încărcări ale vântului), telescopul este plasat în interiorul unui dom: solid (Highstack Observatory, radiotelescop 37-m) sau cu fereastra culisanta(Radiotelescop de 11 m la Kitt Peak, SUA).

În prezent, perspectivele de utilizare a radiotelescoapelor sunt că acestea fac posibilă stabilirea comunicării între antene situate în diferite țăriși chiar pe diferite continente. Astfel de sisteme se numesc interferometre radio de bază foarte lungi (VLBI). O rețea de 18 telescoape a fost folosită în 2004 pentru a observa aterizarea Huygens pe luna lui Saturn, Titan. Sistemul ALMA, format din 64 de antene, este în curs de proiectare. Perspectiva pentru viitor este lansarea în spațiu a antenelor cu interferometru.

Principiul de funcționare al unui radiotelescop

2.1.1 Un radiotelescop este format din două elemente principale: un dispozitiv de antenă și un dispozitiv de recepție foarte sensibil - un radiometru. Radiometrul amplifică emisia radio primită de antenă și o transformă într-o formă convenabilă pentru înregistrare și procesare.

Proiectele antenei radiotelescopului sunt foarte diverse, datorită gamei foarte largi de lungimi de undă utilizate în radioastronomie (de la 0,1 mm la 1000 m). Antenele radiotelescoapelor care primesc unde mm, cm, dm și metru sunt cel mai adesea reflectoare parabolice, similare cu oglinzile reflectoarelor optice convenționale. Un iradiator este instalat la focarul paraboloidului - un dispozitiv care colectează emisia radio, care este îndreptată către acesta de o oglindă. Iradiatorul transmite energia primită la intrarea radiometrului și, după amplificare și detectare, semnalul este înregistrat pe banda unui instrument de măsurare electrică de înregistrare. La radiotelescoapele moderne, semnalul analogic de la ieșirea radiometrului este convertit în digital și înregistrat pe hard disk sub forma unuia sau mai multor fișiere.

Pentru a direcționa antenele către zona studiată a cerului, acestea sunt de obicei instalate pe monturi Azimuth, care asigură rotații în azimut și înălțime (antene cu rotație completă). Există, de asemenea, antene care permit doar o rotație limitată, și chiar complet staționare. Direcția de recepție în antene de acest din urmă tip (de obicei foarte mari) se realizează prin deplasarea fluxurilor, care percep radiația radio reflectată de antenă.

2.1.2 Principiul de funcționare al unui radiotelescop este mai asemănător cu principiul de funcționare al unui fotometru decât al unui telescop optic. Un radiotelescop nu poate construi o imagine în mod direct, ci doar măsoară energia radiației care vine din direcția în care telescopul „se uită”. Astfel, pentru a obține o imagine a unei surse extinse, un radiotelescop trebuie să-și măsoare luminozitatea în fiecare punct.

Datorită difracției undelor radio la deschiderea telescopului, măsurarea direcției către o sursă punctuală are loc cu o anumită eroare, care este determinată de modelul de radiație al antenei și impune o limitare fundamentală asupra rezoluției instrumentului:

unde este lungimea de undă și este diametrul deschiderii. Rezoluția înaltă vă permite să observați detalii spațiale mai fine ale obiectelor studiate. Pentru a îmbunătăți rezoluția, trebuie fie să reduceți lungimea de undă, fie să măriți deschiderea. Cu toate acestea, utilizarea lungimilor de undă scurte crește cerințele pentru calitatea suprafeței oglinzii. Prin urmare, de obicei iau calea creșterii diafragmei. Creșterea diafragmei îmbunătățește și o altă caracteristică importantă - sensibilitatea. Un radiotelescop trebuie să aibă o sensibilitate ridicată pentru a asigura o detectare fiabilă a surselor cât mai slabe posibil. Sensibilitatea este determinată de nivelul fluctuațiilor densității fluxului:

unde este puterea de zgomot inerentă a radiotelescopului, este aria efectivă (suprafața de colectare) a antenei, este banda de frecvență și este timpul de acumulare a semnalului. Pentru a crește sensibilitatea radiotelescoapelor se mărește suprafața lor de colectare și se folosesc receptoare și amplificatoare cu zgomot redus pe bază de masere, amplificatoare parametrice etc.

Radiotelescoapele moderne fac posibilă studierea Universului în detaliu, care până de curând era dincolo de tărâmul posibilităților nu numai în domeniul radio, ci și în astronomia tradițională cu lumină vizibilă. Uniți într-o singură rețea de instrumente situate pe diferite continente, putem privi însuși miezul galaxiilor radio, al quasarelor, al grupurilor de stele tinere și al sistemelor planetare emergente. Interferometrele radio cu baze ultra-lungi sunt de mii de ori mai vigilente decât cele mai mari telescoape optice. Cu ajutorul lor, puteți nu numai să urmăriți mișcarea navelor spațiale în vecinătatea planetelor îndepărtate, ci și să studiați mișcările scoarței propriei planete, inclusiv „simțirea” directă a derivării continentale. Urmează interferometrele radio spațiale, care ne vor permite să pătrundem și mai adânc în secretele Universului.

Atmosfera terestră nu este transparentă pentru toate tipurile de radiații electromagnetice care provin din spațiu. Are doar două „ferestre de transparență” largi. Centrul unuia dintre ele cade pe regiunea optică în care se află radiația maximă de la Soare. La aceasta, ca urmare a evoluției, ochiul uman s-a adaptat în ceea ce privește sensibilitatea, care percepe unde luminoase cu o lungime de 350 până la 700 de nanometri. (De fapt, această fereastră de transparență este chiar mai largă - de la aproximativ 300 la 1000 nm, adică acoperă intervalele apropiate de ultraviolet și infraroșu). Cu toate acestea, dunga curcubeu de lumină vizibilă este doar o mică parte din bogăția „culorilor” Universului. În a doua jumătate a secolului al XX-lea, astronomia a devenit cu adevărat unde. Progresele tehnologice au permis astronomilor să efectueze observații în noi intervale spectrale. Pe partea cu lungime de undă mai scurtă a luminii vizibile se află intervalele ultraviolete, raze X și gamma. Pe cealaltă parte sunt razele de infraroșu, submilimetru și radio. Pentru fiecare dintre aceste game există obiecte astronomice care se manifestă cel mai clar în ea, deși în radiația optică ele pot să nu reprezinte nimic remarcabil, așa că până de curând astronomii pur și simplu nu le-au observat.

Unul dintre cele mai interesante și mai informative game de spectru pentru astronomie este undele radio. Radiația înregistrată de radioastronomia terestră trece printr-o a doua fereastră de transparență mult mai largă a atmosferei Pământului - în intervalul de lungimi de undă de la 1 mm la 30 m ionosfera Pământului - un strat de gaz ionizat la o altitudine de aproximativ 70 km - reflectă în spațiu toate radiațiile la lungimi de undă mai mari de 30 m La unde mai scurte de 1 mm, radiația cosmică este complet „devorată” de moleculele atmosferice (în principal oxigenul și vaporii de apă).

Principala caracteristică a unui radiotelescop este modelul său direcțional. Acesta arată sensibilitatea instrumentului la semnalele care vin din diferite direcții în spațiu. Pentru o antenă parabolică „clasică”, diagrama de radiație constă dintr-un lob principal, care are forma unui con, orientat de-a lungul axei paraboloidului și câțiva lobi laterali mult (în ordine de mărime) mai slabi. „Vizibilitatea” unui radiotelescop, adică rezoluția sa unghiulară, este determinată de lățimea lobului principal al modelului de radiație. Două surse de pe cer, care cad împreună în soluția acestui lob, se contopesc într-una pentru radiotelescop. Prin urmare, lățimea modelului de radiație determină dimensiunea celor mai mici detalii ale unei surse radio cerești care pot fi încă distinse individual.

O regulă universală pentru construcția telescopului spune că rezoluția antenei este determinată de raportul dintre lungimea de undă și diametrul oglinzii telescopului. Prin urmare, pentru a crește vigilența, telescopul trebuie să fie mai mare și lungimea de undă mai scurtă. Dar după noroc, telescoapele radio funcționează cu cele mai lungi unde din spectrul electromagnetic. Din acest motiv, chiar și dimensiunea uriașă a oglinzilor nu permite obținerea unei rezoluții înalte. Nu cel mai mare telescop optic modern cu un diametru al oglinzii de 5 m poate distinge stelele la o distanță de doar 0,02 secunde de arc. Detaliile de aproximativ un minut de arc sunt vizibile cu ochiul liber. Iar un radiotelescop cu un diametru de 20 m la o lungime de undă de 2 cm oferă o rezoluție chiar de trei ori mai proastă - aproximativ 3 minute de arc. O fotografie a unei zone de cer făcută cu o cameră de amator conține mai multe detalii decât o hartă a emisiei radio a aceleiași zone, obținută de un singur radiotelescop.

Un model larg de radiații limitează nu numai acuitatea vizuală a telescopului, ci și precizia determinării coordonatelor obiectelor observate. Între timp, sunt necesare coordonate precise pentru a compara observațiile unui obiect în diferite domenii de radiație electromagnetică, aceasta este o cerință indispensabilă a cercetării astrofizice moderne. Prin urmare, radioastronomii s-au străduit întotdeauna să creeze cele mai mari antene posibile. Și, în mod surprinzător, radioastronomia a ajuns să depășească cu mult astronomia optică în rezoluție.

Deținători de recorduri la simplu

Analogii antenelor parabolice complet rotative ale telescoapelor reflectorizante optice s-au dovedit a fi cele mai flexibile în funcționare din întreaga varietate de antene de radioastronomie. Ele pot fi direcționate către orice punct al cerului, monitorizează sursa radio „acumulează semnalul”, așa cum spun radioastronomii și, prin urmare, crește sensibilitatea telescopului, capacitatea sa de a izola semnale mult mai slabe de la sursele cosmice pe fundalul tuturor. feluri de zgomot. Primul paraboloid mare, complet rotativ, cu un diametru de 76 m, a fost construit în 1957 la Observatorul Britanic Jodrell Bank. Și astăzi antena celei mai mari antene mobile din lume de la Green Bank Observatory (SUA) măsoară 100 pe 110 m și aceasta este practic limita pentru radiotelescoapele mobile individuale. Creșterea diametrului are trei consecințe importante: două bune și una rele. În primul rând, cel mai important lucru pentru noi este că rezoluția unghiulară crește proporțional cu diametrul. În al doilea rând, sensibilitatea crește, mult mai rapid, proporțional cu aria oglinzii, adică pătratul diametrului. Și în al treilea rând, costul crește și mai repede, ceea ce în cazul unui telescop reflectorizant (atât optic, cât și radio) este aproximativ proporțional cu cubul diametrului oglinzii sale principale.

Pentru a discerne detaliile structurii surselor radio, avem nevoie de alte abordări, pe care trebuie să le înțelegem.

Principiul de funcționare

Undele radio emise de obiectul observat se propagă în spațiu, generând modificări periodice ale câmpurilor electrice și magnetice. O antenă parabolică colectează undele radio incidente pe ea la un moment dat, focalizarea. Când mai multe unde electromagnetice trec printr-un punct, ele interferează, adică câmpurile lor se adună. Dacă undele ajung în fază, se întăresc reciproc în antifază, se slăbesc reciproc, până la zero complet. Particularitatea unei oglinzi parabolice este tocmai că toate undele dintr-o sursă intră în focalizare în aceeași fază și se întăresc reciproc în modul maxim posibil! Funcționarea tuturor telescoapelor reflectorizante se bazează pe această idee.

Joc de echipă

Cu toate acestea, puteți face altfel. În loc să aducem toate razele la un punct, putem măsura și înregistra vibrațiile câmp electric generate de fiecare dintre ele pe suprafața oglinzii (sau într-un alt punct prin care trece același fascicul), și apoi „adăugați” aceste înregistrări într-un dispozitiv de procesare computerizat, ținând cont de defazajul corespunzător distanței pe care fiecare dintre undele trebuiau să călătorească spre antenele de focalizare imaginare. Un dispozitiv care funcționează pe acest principiu se numește interferometru, în cazul nostru un radio interferometru.

Interferometrele elimină necesitatea de a construi antene uriașe și solide. În schimb, puteți plasa zeci, sute sau chiar mii de antene una lângă alta și să combinați semnalele pe care le primesc. Astfel de telescoape sunt numite rețele în fază. Cu toate acestea, încă nu rezolvă problema „vigilenței” pentru că acesta trebuie să mai facă un pas.

După cum vă amintiți, pe măsură ce dimensiunea unui radiotelescop crește, sensibilitatea acestuia crește mult mai repede decât rezoluția. Prin urmare, ne aflăm rapid într-o situație în care puterea semnalului înregistrat este mai mult decât suficientă, dar rezoluția unghiulară lipsește foarte mult. Și atunci apare întrebarea: „De ce avem nevoie de o gamă continuă de antene? Este posibil să o subțiezi?” S-a dovedit că se poate! Această idee se numește „sinteză de deschidere” deoarece de la mai multe antene independente separate plasate suprafata mare, o oglindă cu un diametru mult mai mare este „sintetizată”. Rezoluția unui astfel de instrument „sintetic” este determinată nu de diametrul antenelor individuale, ci de distanța dintre ele - baza interferometrului radio. Desigur, trebuie să existe cel puțin trei antene și nu ar trebui să fie amplasate de-a lungul aceleiași linii drepte. În caz contrar, rezoluția interferometrului radio va fi extrem de neomogenă. Acesta va fi înalt numai în direcția de-a lungul căreia sunt distanțate antenele. În direcția transversală, rezoluția va fi în continuare determinată de dimensiunea antenelor individuale.

Radioastronomia a început să se dezvolte pe această cale încă din anii 1970. În acest timp, au fost create o serie de interferometre mari cu mai multe antene. Unele dintre ele au antene fixe, altele se pot deplasa de-a lungul suprafeței pământului pentru a efectua observații în diferite „configurații”. Astfel de interferometre construiesc hărți „sintetizate” ale surselor radio cu mult mai mult rezoluție înaltă decât radiotelescoapele simple: la unde centimetrice atinge 1 secundă de arc, iar aceasta este comparabilă cu rezoluția telescoapelor optice atunci când se observă prin atmosfera Pământului.

Cel mai faimos sistem de acest tip, Very Large Array (VLA), a fost construit în 1980 la Observatorul Național de Radioastronomie din SUA. Cele 27 de antene parabolice ale sale, fiecare cu un diametru de 25 m și o greutate de 209 tone, se deplasează de-a lungul a trei șine radiale și pot fi îndepărtate din centrul interferometrului la o distanță de până la 21 km.

Astăzi sunt în funcțiune alte sisteme: Westerbork în Olanda (14 antene cu diametrul de 25 m), ATCA în Australia (6 antene a câte 22 m fiecare), MERLIN în Marea Britanie. Acest din urmă sistem, alături de alte 6 instrumente împrăștiate în toată țara, include celebrul telescop de 76 de metri. În Rusia (în Buriația), a fost creat interferometrul radio solar siberian - un sistem special de antenă pentru studiul operațional al Soarelui în domeniul radio.

Dimensiunea globului

În 1965, oamenii de știință sovietici L.I. Matveenko, N.S. Kardashev, G.B. Sholomitsky a propus să înregistreze în mod independent datele pe fiecare antenă de interferometru și apoi să le proceseze împreună, ca și cum ar simula fenomenul de interferență pe un computer. Acest lucru permite antenelor să fie răspândite pe distanțe arbitrar mari. Prin urmare, metoda a fost numită radiointerferometrie de bază foarte lungă (VLBI) și a fost utilizată cu succes de la începutul anilor 1970. Lungimea de bază record atinsă în experimente este de 12,2 mii km, iar rezoluția la o lungime de undă de aproximativ 3 mm ajunge la 0,00008’’, cu trei ordine de mărime mai mare decât cea a telescoapelor optice mari. Este puțin probabil ca acest rezultat să fie îmbunătățit semnificativ pe Pământ, deoarece dimensiunea bazei este limitată de diametrul planetei noastre.

În prezent, observațiile sistematice sunt efectuate de mai multe rețele de interferometre radio intercontinentale. În SUA a fost creat un sistem care include 10 radiotelescoape cu un diametru mediu de 25 m, situate în partea continentală a țării, pe Insulele Hawaii și Virgine. În Europa, telescopul Bonn de 100 de metri și cel de 32 de metri din Medicina (Italia), interferometrele MERLIN, Westerbork și alte instrumente sunt combinate în mod regulat pentru experimentele VLBI. Acest sistem se numește EVN. Există, de asemenea, Rețeaua internațională internațională de radiotelescoape pentru astrometrie și geodezie IVS. Și recent, Rusia a început să opereze propria rețea interferometrică „Quasar” de trei antene de 32 de metri situate în regiunea Leningrad, Caucazul de Nord și Buriația. Este important de reținut că telescoapele nu sunt alocate rigid rețelelor VLBI. Ele pot fi utilizate de sine stătătoare sau pot comuta între rețele.

Interferometria cu linii de bază ultra-lungi necesită o precizie foarte mare de măsurare: este necesar să se înregistreze distribuția spațială a maximelor și minimelor câmpurilor electromagnetice cu o precizie de o fracțiune de lungime de undă, adică pentru unde scurte de până la o fracțiune de o centimetru. Și cu cea mai mare precizie notați momentele în care au fost efectuate măsurătorile pe fiecare antenă. Standardele de frecvență atomică sunt folosite ca ceasuri ultra-precise în experimentele VLBI.

Dar să nu credeți că interferometrele radio nu au dezavantaje. Spre deosebire de antena parabolică solidă, modelul de radiație al interferometrului, în loc de un lob principal, are sute și mii de lobi îngusti de dimensiuni comparabile. Maparea unei surse cu un astfel de model de radiație este ca și cum ai simți tastatura computerului cu degetele întinse. Restaurarea imaginilor este o sarcină complexă și, în plus, „incorectă” (adică instabilă până la mici modificări ale rezultatelor măsurătorilor), pe care, totuși, radioastronomii au învățat să o rezolve.

Realizări ale interferometriei radio

Interferometrele radio cu o rezoluție unghiulară de miimi de secundă de arc „au privit” cele mai interioare regiuni ale celor mai puternice „radiofaruri” ale Universului - galaxii radio și quasari, care emit unde radio de zeci de milioane de ori mai intense decât galaxiile obișnuite. . A fost posibil să „vezi” modul în care norii de plasmă sunt ejectați din nucleele galaxiilor și quasarurilor și să măsoare viteza de mișcare a acestora, care s-a dovedit a fi aproape de viteza luminii.

Multe lucruri interesante au fost descoperite în Galaxia noastră. În vecinătatea stelelor tinere, în liniile spectrale ale moleculelor de apă, hidroxil (OH) și metanol (CH 3 OH) au fost găsite surse de emisie radio maser (maserul este un analog al unui laser optic, dar în domeniul radio). La scară cosmică, sursele sunt foarte mici, mai mici decât Sistemul Solar. Punctele luminoase individuale de pe hărțile radio obținute de interferometre pot fi embrionii planetelor.

Astfel de masere au fost găsite în alte galaxii. Schimbarea pozițiilor petelor maser de-a lungul mai multor ani, observată în galaxia vecină M33 din constelația Triangulum, a făcut posibilă pentru prima dată estimarea directă a vitezei de rotație și mișcare a acestuia pe cer. Deplasările măsurate sunt neglijabile, viteza lor este de multe mii de ori mai mică decât viteza unui melc care se târăște pe suprafața lui Marte, vizibilă pentru un observator pământesc. Un astfel de experiment depășește încă cu mult capacitățile astronomiei optice: pur și simplu nu este capabil să detecteze mișcările adecvate ale obiectelor individuale la distanțe intergalactice.

În cele din urmă, observațiile interferometrice au oferit o nouă confirmare a existenței găurilor negre supermasive. În jurul nucleului galaxiei active NGC 4258, au fost descoperite aglomerări de materie care se mișcă pe orbite cu o rază de cel mult trei ani lumină, în timp ce vitezele lor ating mii de kilometri pe secundă. Aceasta înseamnă că masa corpului central al galaxiei este de cel puțin un miliard de ori masa Soarelui și nu poate fi altceva decât o gaură neagră.

Un număr de rezultate interesante au fost obținute prin metoda VLBI în timpul observațiilor în Sistemul Solar. Începeți cu cel puțin cel mai precis test cantitativ de până acum teorie generală relativitatea. Interferometrul a măsurat deviația undelor radio în câmpul gravitațional al Soarelui cu o precizie de o sutime de procent. Aceasta este cu două ordine de mărime mai precisă decât permit observațiile optice.

Interferometrele radio globale sunt, de asemenea, folosite pentru a urmări mișcările navelor spațiale care studiază alte planete. Prima dată când a fost efectuat un astfel de experiment a fost în 1985, când dispozitivele sovietice „Vega-1” și „-2” au aruncat baloane în atmosfera lui Venus. Observațiile au confirmat circulația rapidă a atmosferei planetei cu o viteză de aproximativ 70 m/s, adică o revoluție în jurul planetei în 6 zile. Acest fapt uimitor, care încă așteaptă explicația.

Anul trecut, observații similare care au implicat o rețea de 18 radiotelescoape de pe diferite continente au însoțit aterizarea navei spațiale Huygens pe luna lui Saturn, Titan. De la o distanță de 1,2 miliarde de km, mișcarea vehiculului în atmosfera Titanului a fost monitorizată cu o precizie de zece kilometri! Nu se știe pe scară largă că aproape jumătate din informațiile științifice s-au pierdut în timpul debarcării lui Huygens. Sonda a transmis date prin stația Cassini, care le-a livrat lui Saturn. Pentru fiabilitate, au fost prevăzute două canale redundante de transmisie a datelor. Cu toate acestea, cu puțin timp înainte de aterizare, s-a decis să se transmită diferite informații prin intermediul acestora. Dar în cel mai crucial moment, din cauza unei erori încă inexplicabile, unul dintre receptorii de pe Cassini nu s-a pornit și jumătate din imagini s-au pierdut. Și odată cu acestea, au dispărut și datele despre viteza vântului în atmosfera lui Titan, care a fost transmisă tocmai prin canalul deconectat. Din fericire, NASA a reușit să-și acopere pariurile: coborârea lui Huygens a fost observată de pe Pământ de un radio interferometru global. Acest lucru ar ajuta probabil la salvarea datelor lipsă privind dinamica atmosferică a lui Titan. Rezultatele acestui experiment sunt încă în curs de procesare la Institutul European Comun de Radio-Interferometric și, apropo, compatrioții noștri Leonid Gurvits și Serghei Pogrebenko fac acest lucru.

VLBI pentru pământ
Metoda radio-interferometriei are, de asemenea, un pur aplicatii practice Nu degeaba, de exemplu, la Sankt Petersburg, Institutul de Astronomie Aplicată al Academiei Ruse de Științe lucrează pe acest subiect. Observațiile care utilizează tehnologia VLBI fac posibilă nu numai determinarea coordonatele surselor radio cu o precizie de zece miimi de secundă de arc, ci și măsurarea pozițiilor radiotelescoapelor pe Pământ cu o precizie mai bună de un milimetru. Acest lucru, la rândul său, face posibilă monitorizarea variațiilor de rotație a Pământului și a mișcărilor crustei cu cea mai mare precizie.

De exemplu, cu utilizarea VLBI a fost confirmată experimental mișcarea continentelor. Astăzi, înregistrarea unor astfel de mișcări a devenit deja o rutină. Observațiile interferometrice ale galaxiilor radio îndepărtate au intrat ferm în arsenalul geofizicii, împreună cu sondarea seismică a Pământului. Datorită acestora, deplasările periodice ale stațiilor unele față de altele cauzate de deformațiile scoarței terestre sunt înregistrate în mod fiabil. Mai mult decât atât, se notează nu numai mareele cu corp solid care au fost măsurate de mult timp (înregistrate pentru prima dată prin metoda VLBI), ci și deviațiile care apar sub influența schimbărilor. presiunea atmosferică, greutatea apei oceanice și greutatea apei subterane.

Pentru a determina parametrii de rotație a Pământului în jurul lumii, se efectuează zilnic observații ale surselor radio cerești, coordonate de Serviciul Internațional VLBI pentru Astrometrie și Geodezie IVS. Datele obținute sunt folosite, în special, pentru a identifica deplasarea planurilor orbitale ale sateliților sistemului de poziționare globală GPS. Fără a face corecții corespunzătoare obținute din observațiile VLBI, eroarea în determinarea longitudinii în sistemul GPS ar fi ordine de mărime mai mare decât este acum. Într-un fel, VLBI joacă același rol pentru navigația GPS pe care l-au jucat cronometrele marine de precizie pentru navigația stelelor în secolul al XVIII-lea. Cunoașterea exactă a parametrilor de rotație ai Pământului este, de asemenea, necesară pentru navigarea cu succes a stațiilor spațiale interplanetare.

Leonid Petrov, Centru zboruri spațiale ei. Goddard, NASA

Instrumentele viitorului

Cel puțin în următoarea jumătate de secol, linia generală de dezvoltare a radioastronomiei va fi crearea unor sisteme de sinteză cu deschidere din ce în ce mai mare, toate instrumentele mari proiectate sunt interferometre. Astfel, pe platoul Chajnantor din Chile, cu eforturile comune ale unui număr de țări europene și americane, a început construcția sistemului de antenă cu unde milimetrice ALMA (Atacama Large Millimeter Array Atacama Large Millimeter System). În total vor fi 64 de antene cu un diametru de 12 metri cu un interval de lungimi de undă de operare de la 0,35 la 10 mm. Distanța maximă dintre antenele ALMA va fi de 14 km. Datorită climei foarte uscate și altitudinii mari deasupra nivelului mării (5100 m), sistemul va putea efectua observații la valuri mai scurte de un milimetru. În alte locuri și la altitudini mai mici acest lucru nu este posibil din cauza absorbției unor astfel de radiații de către vaporii de apă din aer. Construcția ALMA va fi finalizată până în 2011.

Sistemul european de sinteză a deschiderii LOFAR va funcționa la lungimi de undă mult mai mari, de la 1,2 la 10 m. Va intra în funcțiune în următorii trei ani. Acest lucru este foarte proiect interesant: Pentru a reduce costurile, foloseste antene fixe simple piramide din tije metalice de aproximativ 1,5 m inaltime cu un amplificator de semnal. Dar vor exista 25 de mii de astfel de antene în sistem. Ei vor fi uniți în grupuri care vor fi plasate în toată Olanda de-a lungul razelor unei „stele curbe cu cinci colțuri” cu un diametru de aproximativ 350 km. Fiecare antenă va primi semnale de pe întreg cerul vizibil, dar procesarea lor comună computerizată va face posibilă evidențierea celor provenite din direcții științifice de interes. În acest caz, un model direct al interferometrului este format pur computațional, a cărui lățime la cea mai scurtă lungime de undă va fi de 1 secundă de arc. Funcționarea sistemului va necesita o cantitate imensă de calcule, dar pentru computerele de astăzi aceasta este o sarcină complet fezabilă. Pentru a rezolva această problemă, anul trecut a fost instalat în Olanda cel mai puternic supercomputer din Europa, IBM Blue Gene/L, cu 12.288 de procesoare. Mai mult, cu o procesare adecvată a semnalului (care necesită o putere și mai mare a computerului), LOFAR va putea observa simultan mai multe sau chiar multe obiecte!

Dar cel mai ambițios proiect al viitorului apropiat este SKA (Square Kilometer Array Square Kilometer System). Suprafața totală a antenelor sale va fi de aproximativ 1 km2, iar costul instrumentului este estimat la un miliard de dolari. Proiectul SKA este încă într-un stadiu incipient de dezvoltare. Principala opțiune de proiectare în discuție este mii de antene cu un diametru de câțiva metri, care funcționează în intervalul de la 3 mm la 5 m. Mai mult, jumătate dintre ele sunt planificate să fie instalate într-o zonă cu un diametru de 5 km restul sunt răspândite pe distanțe considerabile. Oamenii de știință chinezi au propus o schemă alternativă: 8 oglinzi fixe cu un diametru de 500 m fiecare, asemănătoare telescopului Arecibo. S-au propus chiar și lacuri uscate potrivite pentru amplasarea lor. Cu toate acestea, în septembrie, China a renunțat la lista țărilor care concurează pentru a găzdui telescopul gigant. Acum lupta principală va avea loc între Australia și Africa de Sud.

Și întreaga lume nu este suficientă

Posibilitățile de creștere a bazei interferometrelor de la sol sunt aproape epuizate. Viitorul este lansarea antenelor cu interferometru în spațiu, unde nu există restricții legate de dimensiunea planetei noastre. Un astfel de experiment a fost deja realizat. În februarie 1997 a fost lansat satelitul japonez HALCA, care a funcționat până în noiembrie 2003 și a finalizat prima etapă în dezvoltarea proiectului internațional VSOP (VLBI Space Observatory Program VLBI Space Observatory Program). Satelitul a purtat o antenă umbrelă cu diametrul de 8 m și a funcționat pe o orbită eliptică a Pământului care a furnizat o bază egală cu trei diametre Pământului. Multe surse radio extragalactice au fost fotografiate cu rezoluții de miimi de secundă de arc. Următoarea etapă a experimentului de interferometrie spațială, VSOP-2, este programată să înceapă în 2011-2012. Un alt instrument de acest tip este creat în cadrul proiectului Radioastron de către Centrul Astrospațial al Institutului de Fizică. P.N. Lebedev RAS împreună cu oameni de știință din alte țări. Satelitul Radioastron va avea o oglindă parabolică cu diametrul de 10 m În timpul lansării va fi pliat, iar după ce va intra pe orbită se va desfășura. Radioastron va fi echipat cu receptoare pentru mai multe lungimi de undă de la 1,2 la 92 cm Radiotelescoapele din Pushchino (Rusia), Canberra (Australia) și Green Bank (SUA) vor fi folosite ca antene la sol pentru interferometrul spațial. Orbita satelitului va fi foarte alungită, cu un apogeu de 350 mii km. Cu o astfel de bază de interferometru, la cea mai scurtă lungime de undă va fi posibil să se obțină imagini ale surselor radio și să se măsoare coordonatele acestora cu o precizie de 8 milioane de secunde de arc. Acest lucru va face posibilă cercetarea în imediata vecinătate a nucleelor galaxiilor radio și a găurilor negre și în adâncurile regiunilor de formare a stelelor tinere din Galaxie.

Oamenii de știință ruși dezvoltă, de asemenea, un radiotelescop spațial mai avansat pentru funcționarea în intervalele milimetrice și submilimetrice „Millimetron”. Oglinda instrumentului va fi răcită cu heliu lichid la o temperatură de 4 Kelvin (269°C) pentru a reduce zgomotul termic și a crește sensibilitatea. Mai multe opțiuni pentru funcționarea acestui interferometru sunt luate în considerare conform schemelor „SpaceEarth” și „SpaceSpace” (între două telescoape pe sateliți). Dispozitivul poate fi lansat pe aceeași orbită alungită ca și în proiectul Radioastron, sau către punctul Lagrange al sistemului Soare-Pământ, la o distanță de 1,5 milioane km în direcția antisolară de Pământ (aceasta este de 4 ori mai departe decât Luna). În cea mai recentă versiune, la o lungime de undă de 0,35 mm, interferometrul „SpaceEarth” va oferi o rezoluție unghiulară de până la 45 de miliarde de secunde de arc de sute de mii de ori mai bună decât în instrumentele optice moderne!

Mihail Prokhorov, doctor în științe fizice și matematice
Georgy Rudnitsky, candidat la științe fizice și matematice

Plan:

1 dispozitiv
2 Principiul de funcționare
- 2.1 Interferometre radio
3 Primele radiotelescoape
- 3.1 Acasă - Karl Jansky
- 3.2 Renaștere - Grout Reber
4 Clasificarea radiotelescoapelor
- 4.1 Antene cu deschidere umplută
  - 4.1.1 Paraboloizi de rotație
  - 4.1.2 Cilindri parabolici
  - 4.1.3 Antene cu reflectoare plate
  - 4.1.4 Boluri de pământ
  - 4.1.5 Rețele de antene (antene în mod comun)
- 4.2 Antene cu deschidere goală
5 Lista radiotelescoapelor

Introducere

Radiotelescopul RTF-32 al observatorului Zelenchukskaya, IAP RAS. Situat în Caucazul de Nord.

Radiotelescop- un instrument astronomic pentru recepția propriei emisii radio a obiectelor cerești (în sistemul solar, Galaxy și Metagalaxie) și studii ale caracteristicilor acestora: coordonate, structură spațială, intensitatea radiației, spectrul și polarizarea.

Radiotelescopul ocupă poziția inițială, în ceea ce privește gama de frecvență, printre instrumentele astronomice care studiază radiațiile electromagnetice telescoapele termice, vizibile, ultraviolete, cu raze X și cu radiații gamma sunt cele cu frecvență mai mare.

Radiotelescoapele ar trebui să fie amplasate de preferință departe de principal aşezări pentru a minimiza interferențele electromagnetice de la posturile de radio difuzate, televiziune, radare și alte dispozitive care emit. Plasarea unui observator radio într-o vale sau o zonă joasă îl protejează și mai bine de influența zgomotului electromagnetic produs de om.

1. Dispozitiv

Un radiotelescop este format din două elemente principale: un dispozitiv de antenă și un dispozitiv de recepție foarte sensibil - un radiometru. Radiometrul amplifică emisia radio primită de antenă și o transformă într-o formă convenabilă pentru înregistrare și procesare ulterioară.

2. Principiul de funcționare

Principiul de funcționare al unui radiotelescop este mai asemănător cu principiul de funcționare al unui fotometru decât al unui telescop optic. Un radiotelescop nu poate construi o imagine în mod direct, ci doar măsoară energia radiației care vine din direcția în care telescopul „se uită”. Astfel, pentru a obține o imagine a unei surse extinse, un radiotelescop trebuie să-și măsoare luminozitatea în fiecare punct.

unde λ este lungimea de undă, D- diametrul deschiderii. Rezoluția înaltă vă permite să observați detalii spațiale mai fine ale obiectelor studiate. Pentru a îmbunătăți rezoluția, trebuie fie să reduceți lungimea de undă, fie să măriți deschiderea. Cu toate acestea, utilizarea lungimilor de undă scurte crește cerințele pentru calitatea suprafeței oglinzii (vezi criteriul Rayleigh). Prin urmare, de obicei iau calea creșterii diafragmei. Creșterea diafragmei îmbunătățește și o altă caracteristică importantă - sensibilitatea. Un radiotelescop trebuie să aibă o sensibilitate ridicată pentru a asigura o detectare fiabilă a surselor cât mai slabe posibil. Sensibilitatea este determinată de nivelul fluctuațiilor densității fluxului Δ P :

Unde P- puterea zgomotului propriu al radiotelescopului, S- suprafața efectivă (suprafața de colectare) a antenei, Δ f- banda de frecventa si t- timpul de acumulare a semnalului. Pentru a crește sensibilitatea radiotelescoapelor se mărește suprafața lor de colectare și se folosesc receptoare și amplificatoare cu zgomot redus pe bază de masere, amplificatoare parametrice etc.

2.1. Interferometre radio

Pe lângă creșterea diametrului deschiderii, există o altă modalitate de a crește rezoluția (sau a îngusta modelul de radiație). Dacă luați două antene situate la distanță d(de bază) unul de la celălalt, atunci semnalul de la sursă la unul dintre ele va ajunge puțin mai devreme decât la celălalt. Dacă semnalele de la cele două antene sunt apoi interferate, atunci din semnalul rezultat, folosind o procedură specială de reducere matematică, va fi posibilă recuperarea informațiilor despre sursă cu o rezoluție efectivă λ / d. Această procedură de reducere se numește sinteză de deschidere. Interferența poate fi efectuată atât în hardware, prin furnizarea unui semnal prin cabluri și ghiduri de undă către un mixer comun, cât și pe un computer cu semnale digitizate anterior prin marcaje de timp exacte și stocate pe un mediu de stocare. Modern mijloace tehnice a făcut posibilă crearea unui sistem VLBI, care include telescoape situate pe diferite continente și separate de câteva mii de kilometri.

3. Primele radiotelescoape

3.1. Acasă - Karl Jansky

O replică în mărime naturală a radiotelescopului Karl Jansky. National Radio Astronomy Observatory (NRAO), Green Bank, West Virginia, SUA

Istoria radiotelescoapelor datează de la experimentele lui Karl Jansky, efectuate în 1931. La acea vreme, Jansky lucra ca inginer radio la locul de testare Bell Telephone Labs. El a fost însărcinat să investigheze direcția de sosire a interferenței furtunii. Pentru a face acest lucru, Karl Jansky a construit o antenă unidirecțională polarizată vertical de tip pânză Bruce. Dimensiunile structurii au fost de 30,5 m lungime și 3,7 m înălțime. Lucrarea a fost efectuată la o lungime de undă de 14,6 m (20,5 MHz). Antena era conectată la un receptor sensibil, la ieșirea căruia se afla un reportofon cu constantă de timp îndelungată.

Înregistrarea radiațiilor primite de Jansky la 24 februarie 1932. Maxima (săgețile) se repetă după 20 de minute. - perioada de rotatie completa a antenei.

În decembrie 1932, Jansky a raportat deja primele rezultate obținute cu instalarea sa. Articolul raporta descoperirea „... un șuierat constant de origine necunoscută”, care „... este greu de distins de șuieratul cauzat de zgomotul echipamentului în sine. Direcția de sosire a interferenței șuierate se schimbă treptat pe parcursul zilei, făcând o revoluție completă în 24 de ore.” În două dintre ele urmatoarele lucrari, în octombrie 1933 și octombrie 1935, Karl Jansky ajunge treptat la concluzia că sursa noii sale interferențe este regiunea centrală a galaxiei noastre. Mai mult, cel mai mare răspuns se obține atunci când antena este îndreptată spre centrul Căii Lactee.

Jansky a recunoscut că progresul în radioastronomie ar necesita antene dimensiuni mari cu diagrame mai clare care ar trebui să fie ușor orientate în direcții diferite. El însuși a propus proiectarea unei antene parabolice cu o oglindă de 30,5 m în diametru pentru funcționarea la unde metrice. Cu toate acestea, propunerea sa nu a câștigat sprijin în SUA, iar radioastronomia a languit.

3.2. Renaștere - Grout Reber

Radiotelescopul Grout Reber Meridian

În 1937, Grout Reber, un inginer radio din Weton (SUA, Illinois) s-a interesat de opera lui Jansky și a proiectat o antenă cu un reflector parabolic cu un diametru de 9,5 m în curtea casei părinților săi. Această antenă avea un suport meridian , adică era controlată doar de elevație , iar schimbarea poziției lobului diagramei în ascensiune dreaptă s-a realizat datorită rotației Pământului. Antena lui Reber era mai mică decât cea a lui Jansky, dar funcționa la lungimi de undă mai scurte, iar modelul său de radiație era mult mai clar. Antena Reber avea un fascicul conic cu o lățime de 12° la jumătatea nivelului de putere, în timp ce fasciculul antenei Jansky avea o formă în formă de evantai cu o lățime de 30° la jumătatea nivelului de putere în secțiunea cea mai îngustă.

În primăvara anului 1939, Reber a descoperit radiații la o lungime de undă de 1,87 m (160 MHz) cu o concentrație notabilă în planul Galaxiei și a publicat câteva rezultate.

Harta radio a cerului obținută de Grout Reber în 1944.

Îmbunătățindu-și echipamentul, Reber a întreprins un studiu sistematic al cerului și în 1944 a publicat primele hărți radio ale cerului. Hărțile arată clar regiunile centrale ale Căii Lactee și sursele radio luminoase din constelația Săgetător, Cygnus A, Cassiopeia A, Canis Majorși Stern. Hărțile lui Reber sunt destul de bune chiar și în comparație cu hărțile moderne.

După cel de-al Doilea Război Mondial, au fost aduse îmbunătățiri tehnologice semnificative în domeniul radioastronomiei de către oamenii de știință din Europa, Australia și Statele Unite. Astfel a început înflorirea radioastronomiei.

4. Clasificarea radiotelescoapelor

O gamă largă de lungimi de undă, o varietate de obiecte de cercetare în radioastronomie, ritmul rapid de dezvoltare a fizicii radio și a construcției de radiotelescoape și un număr mare de echipe independente de radioastronomi au condus la o mare varietate de tipuri de radiotelescoape. Este cel mai firesc să clasificăm radiotelescoapele în funcție de natura umplerii diafragmei lor și în funcție de metodele de fazare a câmpului de microunde (reflectori, refractori, înregistrare independentă a câmpurilor):

4.1. Antene cu deschidere umplută

Antenele de acest tip sunt similare cu oglinzile telescoapelor optice și sunt cele mai simple și mai frecvente de utilizat. Antenele cu deschidere umplută colectează pur și simplu semnalul de la obiectul observat și îl concentrează pe receptor. Semnalul înregistrat conține deja informații științifice și nu are nevoie de sinteză. Dezavantajul unor astfel de antene este rezoluția lor scăzută. Antenele cu deschidere goală pot fi împărțite în mai multe clase în funcție de forma suprafeței și metoda de montare.

4.1.1. Paraboloizi de rotație

Aproape toate antenele de acest tip sunt instalate pe monturi Alt-Az și sunt complet rotative. Principalul lor avantaj este că astfel de radiotelescoape pot, la fel ca telescoapele optice, să fie îndreptate spre un obiect și să-l ghideze. Astfel, observațiile pot fi efectuate în orice moment atâta timp cât obiectul studiat se află deasupra orizontului. Reprezentanți tipici: radiotelescopul Green Bank, RT-70, radiotelescopul Kalyazin.

4.1.2. Cilindri parabolici

Construcția antenelor cu rotație completă este asociată cu anumite dificultăți asociate cu masa uriașă a unor astfel de structuri. Prin urmare, sunt construite sisteme fixe și semi-mobile. Costul și complexitatea unor astfel de telescoape crește mult mai lent pe măsură ce dimensiunea lor crește. Un cilindru parabolic colectează razele nu într-un punct, ci pe o linie dreaptă paralelă cu generatoarea sa (linia focală). Din acest motiv, telescoapele de acest tip au un model de radiație asimetric și rezoluție diferită de-a lungul diferitelor axe. Un alt dezavantaj al unor astfel de telescoape este că, din cauza mobilității limitate, doar o parte a cerului este disponibilă pentru observare. Reprezentanți: radiotelescopul de la Universitatea din Illinois, telescopul indian din Ooty.

Calea razelor în telescopul Nance

4.1.3. Antene cu reflectoare plate

Pentru a lucra pe un cilindru parabolic este necesar ca pe linia focală să fie amplasate mai multe detectoare, semnalul de la care se adaugă ținând cont de faze. Acest lucru nu este ușor de făcut pe unde scurte din cauza pierderilor mari în liniile de comunicație. Antenele cu reflector plat vă permit să vă descurcați cu un singur receptor. Astfel de antene constau din două părți: o oglindă plată mobilă și un paraboloid fix. Oglinda în mișcare este „îndreptată” spre obiect și reflectă razele pe paraboloid. Paraboloidul concentrează razele în punctul focal în care se află receptorul. Un astfel de telescop are doar o parte din cer disponibilă pentru observare. Reprezentanți: radiotelescop Kraus, radiotelescop mare din Nance.

4.1.4. castroane de pământ

Dorința de a reduce costul construcției i-a condus pe astronomi la ideea de a folosi terenul natural ca oglindă a telescopului. Un reprezentant de acest tip a fost radiotelescopul Arecibo de 300 de metri. Este situat într-o dolină carstică, al cărei fund este pavat foi de aluminiuîn formă de sferoid. Receptorul este suspendat pe suporturi speciale deasupra oglinzii. Dezavantajul acestui instrument este că poate accesa cerul doar la 20° de zenit.

4.1.5. Rețele de antene (antene în mod comun)

Un astfel de telescop este format din multe iradiatoare elementare (dipoli sau spirale) situate la o distanta mai mica decat lungimea de unda. Datorită controlului precis al fazei fiecărui element, este posibil să se obțină o rezoluție ridicată și o zonă eficientă. Dezavantajul unor astfel de antene este că sunt fabricate pentru o lungime de undă strict definită. Reprezentanți: radiotelescop BSA din Pushchino.

4.2. Antene cu deschidere goală

Cele mai importante pentru scopuri astronomice sunt două caracteristici ale radiotelescoapelor: rezoluția și sensibilitatea. În acest caz, sensibilitatea este proporțională cu aria antenei, iar rezoluția este dimensiune maximă. Astfel, cele mai comune antene circulare oferă cea mai proastă rezoluție pentru aceeași zonă efectivă. Prin urmare, în radioastronomie au apărut telescoape cu distanțe mici.

Telescop DKR-1000, cu deschidere neumplută

zonă, dar rezoluție înaltă. Se numesc astfel de antene antene cu deschidere goală, deoarece au „găuri” în deschidere care depășesc lungimea de undă. Pentru a obține imagini de la astfel de antene, observațiile trebuie efectuate în modul de sinteză a diafragmei. Pentru sinteza deschiderii sunt suficiente două antene care funcționează sincron, situate la o anumită distanță, ceea ce se numește baza. Pentru a restabili imaginea sursă, trebuie să măsurați semnalul la toate bazele posibile cu un anumit pas până la maxim.

Dacă există doar două antene, atunci va trebui să efectuați observația, apoi să schimbați baza, să efectuați observația în următorul punct, să schimbați din nou baza etc. Această sinteză se numește consistent. Un radio interferometru clasic funcționează pe acest principiu. Dezavantajul sintezei secvenţiale este că este consumatoare de timp şi nu poate dezvălui variabilitatea surselor radio la timp scurt. Prin urmare, este mai des folosit sinteza paralela. Implică mai multe antene (receptoare) simultan, care efectuează simultan măsurători pentru toate bazele necesare. Reprezentanți: Crucea de Nord în Italia, radiotelescop DKR-1000 în Pushchino.

Rețelele VLA mari sunt adesea denumite sinteză secvențială. Cu toate acestea, din cauza numărului mare de antene, aproape toate bazele sunt deja reprezentate și, de obicei, nu sunt necesare rearanjamente suplimentare.

RADIO TELESCOP
antene cu deschidere umplută		antene cu deschidere goală
sinteza paralela		sinteza paralela		sinteza secventiala		sisteme cu independente semnale de înregistrare
reflectoare	refractori	reflectoare	refractori	reflectoare	refractori
- paraboloizi rotativi - boluri sferice - Antena Ohio - Antena Nance	- pânze în fază - cilindri	- furnică. „Clover.leaf” - Antena Horner - APP observ. în zen	- gratare - cruci - furnică inel. în Kulgur	- APP - interferometru periscop	- cu două elemente. interferometru - Supersinteza Ryle - sistem VLA

5. Lista radiotelescoapelor

Locaţie	Tip antenă	Dimensiune	Lungimea de undă minimă de operare
SUA, Green Bank	Segment parabolic cu suprafață activă	110x100 m	6 mm
, Effelsberg	Reflector parabolic	100 m	7 mm
, Jodrell Bank	Reflector parabolic	76 m	1,3 cm
, Evpatoria, RT-70	Reflector parabolic	70 m	1 cm
, Observatorul de radioastronomie Kalyazin	Reflector parabolic	64 m	1 cm
, Lacurile Urșilor	Reflector parabolic	64 m	1 cm
, Parcuri	Reflector parabolic	64 m	7 mm
, Nobeyama	Reflector parabolic	45 m	1 mm
, Medicament	Reflector parabolic	32 m	1,3 cm
, Svetloye, RTF-32	Reflector parabolic	32 m	5 mm
, Zelenchukskaya, RTF-32	Reflector parabolic	32 m	5 mm
, Badary, RTF-32	Reflector parabolic	32 m	5 mm
, Granada	Reflector parabolic	30 m	1 mm
, Puerto Rico, Arecibo	Reflector sferic	300 m	10 cm
, Zelenchukskaya, RATAN-600	Antenă cu profil variabil	588 m	3 mm
, Badary, radiotelescopul solar siberian	Matrice de antene 128x128 elemente (interferometru radio în formă de cruce)	622x622 m	5,2 cm
, Nancy	Oglinda dubla	2x40x300 m	11 cm
, Pushchino, DKR-1000	Crucea a doi cilindri parabolici	2x1000x40 m	2,5 m
, Harkov, UTR-2	Sistem de antenă dipol, „T”	1860x50 m, 900x50 m	12 m
, Ooty	Cilindru parabolic	500x30 m	91 cm
, Medicină, „Crucea de Nord”	„T” a doi cilindri parabolici	2x500x30 m	70 cm
, Sankt Petersburg, Observatorul Astronomic Principal al Academiei Ruse de Științe, Radiotelescopul Mare Pulkovo	Reflector parabolic	130x3 m	2,3 cm

Note

Marea Enciclopedie Sovietică - slovari.yandex.ru/dict/bse/article/00064/63300.htm?text=radio telescope&encid=bse&stpar3=1.1. - URSS: Enciclopedia sovietică, 1978.
Radiația electromagnetică
Radiotelescop // Fizica spațiului: Mica enciclopedie - www.astronet.ru/db/FK86/ / Ed. R. A. Sunyaeva. - Ed. a 2-a. - M.: Sov. enciclopedie, 1986. - P. 560. - 783 p. - ISBN 524(03)
P.I.Bakulin, E.V.Kononovici, V.I.Moroz Curs de astronomie generala. - M.: Știință, 1970.
1 2 3 John D. Kraus. Radioastronomie. - M.: Radio sovietică, 1973.
Jansky K.G. Studii direcționale ale atmosferei la frecvențe înalte. -Proc. IRE, 1932. - T. 20. - S. 1920-1932.
Jansky K.G. Tulburări electrice aparent de origine extraterestră.. - Proc. IRE, 1933. - T. 21. - P. 1387-1398.
Jansky K.G. O notă despre sursa interferenței interstelare.. - Proc. IRE, 1935. - T. 23. - P. 1158-1163.
Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., iunie 1940. - T. 91. - P. 621-624.
Reber G. Cosmic Static. -Proc. IRE, februarie 1940. - T. 28. - P. 68-70.
1 2 Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., noiembrie 1944. - T. 100. - P. 279-287.
Reber G. Cosmic Static. -Proc. IRE, august, 1942. - T. 30. - P. 367-378.
Kip Thorne. Găuri negre și falduri ale timpului. - M.: Editura de literatură fizică și matematică, 2007. - p. 323-325. - 616 s. - ISBN 9785-94052-144-4
1 2 3 N.A.Esepkina, D.V.Korolkov, Yu.N.Pariysky. Radiotelescoape și radiometre. - M.: Nauka, 1973.
Radiotelescopul de la Universitatea din Illinois. - www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html
Telescop în Ooty - rac.ncra.tifr.res.in/ort.html
, Green Bank Radio Telescope, Very Large Array (radiotelescop), Siberian Solar Radio Telescope.