Физическая энциклопедия - радиотелескоп

устройство для приёма и измерения радиоизлучения косм. объектов в диапазоне от декаметровых до миллиметровых длин волн (в пределах «окна прозрачности» земной атмосферы для радиоволн). Измерения на более длинных волнах производят из космоса. Р. состоит из антенны и измерителя малых мощностей радиометра (рис.). Радиометр усиливает принятое антенной в рабочей полосе частот Df излучение и преобразует его в форму, удобную для дальнейшей обработки и регистрации: анализа поляризации косм. радиоизлучения, частотных особенностей (спектр), временных хар-к (импульсное излучение). Фиксируемая Р. плотность потока радиоизлучения во многих случаях составляет ничтожную величину =1 мЯн, т. е. 10-29 Вт/(м2•Гц). Важным параметром Р. явл. шумовая температура Тш, характеризующая суммарную мощность Р излучения радиометра и излучения, собираемого антенной от земли и наземных источников, от атмосферы, ионосферы и из косм.

пространства (P=kTшDf). Рис. Схематич. изображение радиотелескопа: Азеркало антенны; R кабина радиометра;D1 и D2 диаграммы направленности антенны и облучателя антенны; L поворотное устройство радиотелескопа; S -источник косм. радиоизлучения; ftпадающее на зеркало излучение. Это излучение явл. шумовым фоном, из к-рого выделяют сигнал от исследуемого косм.

объекта. Р. способен зарегистрировать сигнал, мощность к-рого превышает суммарную мощность шумов на величину, характеризуемую приращением антенной темп-ры DTш=Tш/(?(Df•t), где t время накопления сигнала. Чувствительность Р. DTш во многом зависит от шумовой темп-ры радиометра, поэтому в Р.

применяются малошумящие усилители: мазерные, параметрич. и транзисторные. Миним. темп-ру шумов (=10 К) имеют мазерные усилители, их применение снижает в отдельных случаях Tш до 15 К. Параметрич. усилители обеспечивают снижение Тш до 80-100 К, а в охлаждаемых устройствах до 50 К, Транзисторные усилители успешно работают в сантиметровом и дециметровом диапазонах, их шумовые темп-ры при охлаждении усилителя до 20 К равны 15-35 К.

Качество Р., кроме чувствительности, определяется также угловым разрешением шириной главного лепестка диаграммы направленности антенны ja=l/d, где l рабочая длина волны P., d размер. апертуры (раскрыва) антенны. Т. к. радиоволны на много порядков длиннее оптических, то угловое разрешение даже самого крупного Р.

не превышает углового разрешения невооружённого глаза. Для оптимизации параметров Р. (чувствительности, разрешающей способности) созданы два класса Р.с 1 полной апертурой и с незаполненной апертурой. Р. с полной апертурой собирают энергию со всей геом. площади антенны. К таким антеннам относятся зеркальные антенны и антенные решётки, состоящие из диполей.

Наиболее распространены Р. с зеркальными антеннами параболической формы (диаметром до 100 м), собирающими параллельный пучок падающих на антенну лучей в фокус, где располагается облучатель антенны. Такие Р. позволяют осуществлять приём космического радиоизлучения вплоть до сантиметровых и даже миллиметровых волн.

В отличие от параболоида, сферич. зеркало собирает энергию в определённом объёме (из-за сферич. аберрации), и для фокусировки излучения в одну точку применяют вторичное зеркало. Преимущество сферич. зеркала заключается в том, что оно может быть неподвижным, следовательно, более точным. Перестановка же Р. в заданное направление осуществляется перемещением вторичного зеркала с облучателем, т.

е. использованием для работы разл. участков сферического зеркала. Частным случаем зеркальной антенны является перископическая система с усечённым параболич. или сферич. зеркалом и плоским переотражающим зеркалом. По углу места антенна устанавливается при помощи плоского зеркала, а в азимутальном направлении передвижением облучателя.

К Р. этого типа относится РАТАН-600, крупнейший сов. Р., установленный близ станицы Зеленчукская на Кавказе. Он состоит из 900 отражателей размером 7,4X2 м, установленных по кольцу диаметром 588 м. Каждый из щитов-отражателей передвигается т. о., чтобы падающее на него излучение радиоисточника отражалось синфазно в фокальную точку Р. Оптимальное соотношение чувствительности и углового разрешения было найдено в инструментах с неполной апертурой.

Простейшим инструментом данного типа явл. радиоинтерферометр, антенна к-рого состоит из двух небольших элементов антенн, разнесённых на большое расстояние друг от друга и соединённых между собой высокочастотным кабелем. Радиоинтерферометр имеет многолепестковую диаграмму направленности. Ширина лепестка определяется расстоянием В между антеннами, от него зависит и угловое разрешение инструмента jи=l/B.

В отличие от обычного Р., интерферометр измеряет не яркостную температуру той или иной части (точки) объекта, а одну из гармоник в спектре пространственных частот распределения радиояркости. Номер гармоники, измеряемой интерферометром, определяется длиной базы В. Наблюдая источник на радиоинтерферометре, одна из антенн к-рого занимает последовательно разл.

точки на большой площади (заполняет большую апертуру), можно измерить весь спектр пространственных частот, характеризующих распределение радиояркости объекта. Затем по данному спектру восстанавливается (обратным фурье-преобразованием) распределение радиояркости объекта с угловым разрешением, соответствующим угловому разрешению Р.

с апертурой, полученной синтезом последовательных измерений во всех её точках. Инструменты апертурного синтеза получили широкое распространение, с их помощью достигнуто высокое разрешение. Так, антенная решётка радиоинтерферометра в Нью-Мексико (США) имеет форму буквы Y и состоит из 27 полноповоротных параболич. антенн диаметром 25 м, длина двух плеч равна 21 км и третьего 19 км.

Антенны могут передвигаться по спец. рельсовому пути. Р. работает на волнах 1,3; 2,6 и 18-21 см, угловое разрешение достигает 0,1", т. е. превышает разрешение лучших оптич. телескопов. К этому классу Р. может быть отнесён и РАТАН-600. Изображение объекта может быть синтезировано из его последовательных наблюдений в разных азимутах. Особое место занимает радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами, или независимая радиоинтерферометрия (РСДБ).

Сигналы, принятые на двух далеко разнесённых антеннах, могут быть после преобразования (понижения частоты) записаны на лентах. Для синхронизации записей на обоих пунктах одновременно на лентах записываются маркёры времени. Преобразование и синхронизация записей проводятся при помощи сигналов от атомных стандартов частоты.

Далее записи считываются на вычислит. центре и перемножаются выделяется коррелированный сигнал, соответствующий интенсивности к.-л. гармоники распределения яркости исследуемого объекта. Элементы интерферометра физически не связаны между собой и длина базы может быть сделана сколь угодно большой. В условиях Земли угловое разрешение интерферометров достигает 10-4 секунды дуги.

Исторически первым Р. может быть назван инструмент, построенный К. Янским (США, 1931) для изучения грозовых помех на волне 4,6 м. Его антенна состояла из синфазно соединённых полуволновых диполей. При помощи этого инструмента было обнаружено излучение Млечного Пути. Первый спец. Р. был создан Г. Ребером (США) в кон. 30-х гг. Р. имел зеркальную параболич.

антенну диаметром 9,5 м и радиометры на волны трёх длин: 9, 33 и 187 см. Ребером были получены первые радиокарты неба и обнаружено радиоизлучение Солнца. Фактически радиоастрономия как наука сформировалась после 2-й мировой войны, когда на основе радиолокаторов были созданы достаточно совершенные Р. и разработаны методы приёма слабых радиосигналов.

Угловое разрешение первых Р. было недостаточным и его повысили простым способом наблюдением косм. радиоисточников, восходящих над поверхностью моря. Прямой и отражённый от поверхности моря сигналы интерферируют, образуя интерференц. минимумы и максимумы. Р. как бы отражается в зеркале моря, и инструмент оказывается состоящим из двух далеко разнесённых антенн, расстояние между к-рыми и определяет угловое разрешение.

Не менее эффективным оказался метод покрытий. В момент покрытия радиоисточника Луной возникает дифракция на краю Луны, по дифракционной картине можно судить об угловом размере источника. Ширина дифракц. лепестков, определяющая разрешение Р., в этом методе j=?l/D, где D расстояние до Луны. На метровых волнах этот метод позволяет получить разрешение порядка неск.

десятков секунд. Значительно более высокое разрешение было получено методом мерцаний. Сигнал от радиоисточника, проходя через неоднородности косм. среды (движущиеся облака ионизованного газа ионосферы, межпланетной и межзвёздной среды), искажается, в результате на поверхности Земли наблюдается «бегущая» дифракц. картина, источник мерцает.

Величина мерцаний зависит от относит. угловых размеров облаков и источника, а характерное время мерцаний от скорости этих облаков. Угловое разрешение на ионосферных неоднородностях составляет неск. угловых минут, на межпланетных =0,3-0,05", на межзвёздных =10-6 секунды дуги. Современные Р. позволили не только обнаружить тысячи косм.

радиоисточников (Солнце, планеты, нейтронные звёзды, пульсары, мазерные источники в галактич. туманностях, галактики, квазары), но и исследовать их тонкую радиоструктуру. В радиодиапазоне были открыты спектральные линии многих хим. элементов, неорганич. и сложных органич. молекул, что позволило приоткрыть завесу над процессами образования звёзд и планетных систем. Открытие микроволнового фонового излучения (т. н. реликтового излучения) в диапазоне длин волн от 102 до 10-2 см явилось важным подтверждением модели «горячей Вселенной» (см. КОСМОЛОГИЯ). .