Terv:

Bevezetés

• 1 Készülék
• 2 Működési elv
  • 2.1 Rádió interferométerek
• 3 Az első rádióteleszkópok
  • 3.1 Otthon - Karl Jansky
  • 3.2 Újjászületés - Grout Reber
• 4 A rádióteleszkópok osztályozása
  • 4.1 Töltött apertúrás antennák
    • 4.1.1 A forgás paraboloidjai
    • 4.1.2 Parabola hengerek
    • 4.1.3 Antennák lapos reflektorral
    • 4.1.4 Földes tálak
    • 4.1.5 Antennatömbök (közös módú antennák)
  • 4.2 Üres rekesznyílású antennák
• 5 A rádióteleszkópok listája
Megjegyzések

Bevezetés

A Zelenchukskaya obszervatórium RTF-32 rádióteleszkópja, IAP RAS. Észak-Kaukázusban található.

Rádióteleszkóp- csillagászati ​​műszer az égi objektumok saját rádiósugárzásának vételére (a Naprendszerben, Galaxisban és Metagalaxisban) és jellemzőik vizsgálatára: koordináták, térszerkezet, sugárzás intenzitása, spektruma és polarizációja.

A rádióteleszkóp az elektromágneses sugárzást vizsgáló csillagászati ​​műszerek között a kiindulási helyet foglalja el a magasabb frekvenciájúak között.

Célszerű a rádióteleszkópokat a főbb lakott területektől távol elhelyezni, hogy minimálisra csökkentsék a rádióállomások, televíziók, radarok és más sugárzó eszközök elektromágneses interferenciáját. A rádiós obszervatórium völgyben vagy alföldön történő elhelyezése még jobban megvédi azt az ember által keltett elektromágneses zajtól.

1. Készülék

A rádióteleszkóp két fő elemből áll: egy antennaeszközből és egy nagyon érzékeny vevőkészülékből - egy radiométerből. A radiométer felerősíti az antenna által vett rádiósugárzást, és a felvételhez és a további feldolgozáshoz kényelmes formává alakítja.

A rádióteleszkóp-antennák kialakítása igen változatos, a rádiócsillagászatban használt nagyon széles hullámhossz-tartománynak köszönhetően (0,1 mm-től 1000 m-ig). A mm-es, cm-es, dm-es és méteres hullámokat vevő rádióteleszkópok antennái leggyakrabban parabola reflektorok, hasonlóan a hagyományos optikai reflektorok tükreihez. A paraboloid fókuszába besugárzót szerelnek fel - egy olyan eszközt, amely összegyűjti a rádiósugárzást, amelyet egy tükör irányít rá. A besugárzó a kapott energiát a radiométer bemenetére továbbítja, majd az erősítés és érzékelés után a jelet rögzítő elektromos mérőműszer szalagjára rögzíti. A modern rádióteleszkópokon a radiométer kimenetéből származó analóg jelet digitálissá alakítják, és egy vagy több fájl formájában rögzítik a merevlemezre.

Az antennáknak az égbolt vizsgált területére történő irányításához általában azimuttartókra vannak felszerelve, amelyek azimutban és magasságban forgást biztosítanak (teljes forgású antennák). Vannak olyan antennák is, amelyek csak korlátozott forgást tesznek lehetővé, sőt teljesen álló helyzetben is. Az utóbbi típusú (általában nagyon nagy) antennákban a vétel irányát az antennáról visszaverődő rádiósugárzást észlelő betáplálások mozgatásával érik el.

2. Működési elv

A rádióteleszkóp működési elve jobban hasonlít a fotométer, mint az optikai távcső működési elvét. A rádióteleszkóp nem tud közvetlenül képet készíteni, csak a sugárzás energiáját méri abból az irányból, amerre a teleszkóp „néz”. Így ahhoz, hogy képet kapjunk egy kiterjesztett forrásról, a rádióteleszkópnak minden ponton meg kell mérnie a fényességét.

A távcső apertúrájánál a rádióhullámok diffrakciója miatt a pontforrás irányának mérése némi hibával történik, amit az antenna sugárzási mintája határoz meg, és alapvető korlátot szab a műszer felbontásának:

ahol λ a hullámhossz, D- nyílás átmérője. A nagy felbontás lehetővé teszi a vizsgált objektumok finomabb térbeli részleteinek megfigyelését. A felbontás javításához csökkentenie kell a hullámhosszt, vagy növelnie kell a rekesznyílást. A rövid hullámhosszak használata azonban növeli a tükörfelület minőségével szemben támasztott követelményeket (lásd Rayleigh-kritérium). Ezért általában a rekesznyílás növelésének útját választják. A rekesznyílás növelése egy másik fontos tulajdonságot, az érzékenységet is javítja. A rádióteleszkópnak nagy érzékenységűnek kell lennie, hogy a lehető leghalványabb források megbízható észlelését biztosítsa. Az érzékenységet a fluxussűrűség-ingadozások Δ szintje határozza meg P :

Ahol P- a rádióteleszkóp saját zajának ereje, S- az antenna effektív területe (gyűjtőfelülete), Δ f- frekvenciasáv és t- jelfelhalmozási idő. A rádióteleszkópok érzékenységének növelése érdekében gyűjtőfelületüket növelik, és alacsony zajszintű maser-alapú vevőket és erősítőket, parametrikus erősítőket stb.

2.1. Rádió interferométerek

A rekeszátmérő növelése mellett van egy másik mód is a felbontás növelésére (vagy a sugárzási minta szűkítésére). Ha két távoli antennát vesz fel d(bázis) egymástól, akkor a jel a forrásból az egyikhez kicsit korábban érkezik, mint a másikhoz. Ha ezután a két antenna jelei interferenciát okoznak, akkor a kapott jelből egy speciális matematikai redukciós eljárással λ / hatékony felbontással lehet információt nyerni a forrásról. d. Ezt a redukciós eljárást apertúraszintézisnek nevezik. Az interferencia történhet mind hardveresen, kábeleken és hullámvezetőkön keresztül egy közös keverőbe juttatva, mind számítógépen a korábban pontos időbélyegekkel digitalizált és adathordozón tárolt jelekkel. A modern technikai eszközök lehetővé tették egy VLBI rendszer létrehozását, amely különböző kontinenseken elhelyezett, több ezer kilométernyire elválasztott teleszkópokat tartalmaz.

3. Az első rádióteleszkópok

3.1. Otthon - Karl Jansky

A Karl Jansky rádióteleszkóp életnagyságú mása. National Radio Astronomy Observatory (NRAO), Green Bank, West Virginia, USA

A rádióteleszkópok története Karl Jansky 1931-ben végzett kísérleteiig nyúlik vissza. Ekkor Jansky rádiómérnökként dolgozott a Bell Telephone Labs teszthelyén. Azt a feladatot kapta, hogy vizsgálja meg a zivatarinterferencia érkezési irányát. Karl Jansky ennek érdekében egy függőlegesen polarizált, egyirányú Bruce vászon típusú antennát épített. Az építmény méretei 30,5 m hosszúak és 3,7 m magasak voltak. A munkát 14,6 m (20,5 MHz) hullámhosszon végezték. Az antenna egy érzékeny vevőhöz volt csatlakoztatva, melynek kimenetén egy nagy időállandójú felvevő volt.

Jansky által 1932. február 24-én kapott sugárzási rekord. Maxima (nyilak) ismételje meg 20 perc után. - az antenna teljes forgásának időszaka.

1932 decemberében Jansky már beszámolt az installációjával elért első eredményekről. A cikk „... ismeretlen eredetű állandó sziszegés” felfedezéséről számolt be, amelyet „... nehéz megkülönböztetni magának a berendezés zaja okozta sziszegéstől. A sziszegő interferencia érkezési iránya a nap folyamán fokozatosan változik, és 24 óra alatt teljes fordulatot hajt végre.” Következő két tanulmányában, 1933 októberében és 1935 októberében, Karl Jansky fokozatosan arra a következtetésre jutott, hogy új interferenciájának forrása galaxisunk központi régiója. Sőt, a legnagyobb válasz akkor érhető el, ha az antennát a Tejútrendszer közepe felé irányítják.

Jansky rájött, hogy a rádiócsillagászat fejlődéséhez nagyobb, élesebb mintázatú antennákra lesz szükség, amelyeket könnyen különböző irányokba kell irányítani. Ő maga javasolta egy 30,5 m átmérőjű tükrös parabola antenna kialakítását méteres hullámokon történő működéshez. Javaslata azonban nem kapott támogatást az Egyesült Államokban, és a rádiócsillagászat elsorvadt.

3.2. Újjászületés - Grout Reber

Grout Reber Meridian rádióteleszkóp

1937-ben Grout Reber, a wetoni rádiómérnök (USA, Illinois) érdeklődött Jansky munkái iránt, és egy 9,5 m átmérőjű parabola reflektorral ellátott antennát tervezett a szülei házának hátsó udvarában , azaz csak magasság vezérelte, és a diagramlebeny jobbra emelkedési helyzetének változása a Föld forgása miatt történt. Reber antennája kisebb volt, mint Jansky-é, de rövidebb hullámhosszon működött, és a sugárzási mintázata sokkal élesebb volt. A Reber antenna kúpos nyalábja 12°-os szélességű félteljesítményszinten, míg a Jansky antenna nyalábja legkeskenyebb szakaszán félteljesítményszinten 30°-os legyező alakú volt.

1939 tavaszán Reber 1,87 m (160 MHz) hullámhosszú sugárzást fedezett fel, amely a Galaxis síkjában észrevehető koncentrációval rendelkezik, és közzétett néhány eredményt.

Grout Reber által 1944-ben szerzett égbolt rádiótérképe.

Felszerelését továbbfejlesztve Reber szisztematikus égboltfelmérést végzett, és 1944-ben közzétette az első rádiós térképeket az égboltról. A térképeken jól láthatóak a Tejút központi régiói és a fényes rádióforrások a Nyilas, a Cygnus A, a Cassiopeia A, a Canis Major és a Puppis csillagképekben. A Reber térképei még a modern térképekhez képest is jók.

A második világháború után a rádiócsillagászat területén jelentős technológiai fejlesztéseket hajtottak végre a tudósok Európában, Ausztráliában és az Egyesült Államokban. Így kezdődött a rádiócsillagászat virágzása.

4. A rádióteleszkópok osztályozása

A hullámhosszok széles skálája, a rádiócsillagászat kutatási tárgyai, a rádiófizika és a rádióteleszkóp-építés gyors ütemű fejlődése, valamint a rádiócsillagászokból álló nagyszámú független csoport a rádióteleszkópok legkülönbözőbb típusaihoz vezetett. A rádióteleszkópokat a legtermészetesebb a nyílás kitöltésének jellege és a mikrohullámú tér fázisozási módjai (reflektorok, refraktorok, a mezők független rögzítése) szerint osztályozni:

4.1. Töltött apertúrás antennák

Az ilyen típusú antennák hasonlóak az optikai teleszkópok tükreihez, és a legegyszerűbb és leggyakrabban használhatók. A tele apertúrájú antennák egyszerűen összegyűjtik a jelet a megfigyelt tárgyról, és a vevőre fókuszálják. A rögzített jel már tudományos információkat tartalmaz, és nincs szüksége szintézisre. Az ilyen antennák hátránya az alacsony felbontás. Az üres nyílású antennák felületi alakjuk és rögzítési módjuk alapján több osztályba sorolhatók.

4.1.1. A forgás paraboloidjai

Szinte az összes ilyen típusú antenna Alt-Az tartókra van felszerelve, és teljesen forgatható. Legfőbb előnyük, hogy az ilyen rádióteleszkópok az optikai teleszkópokhoz hasonlóan egy tárgyra irányíthatók és irányíthatók. Így a megfigyelések bármikor elvégezhetők, amíg a vizsgált objektum a horizont felett van. Tipikus képviselői: Green Bank rádióteleszkóp, RT-70, Kalyazin rádióteleszkóp.

4.1.2. Parabola hengerek

A teljes forgású antennák felépítése bizonyos nehézségekkel jár az ilyen szerkezetek hatalmas tömegével kapcsolatban. Ezért fix és félig mobil rendszereket építenek. Az ilyen teleszkópok költsége és összetettsége a méretük növekedésével sokkal lassabban növekszik. A parabola henger nem egy pontban gyűjti össze a sugarakat, hanem a generatrixával párhuzamos egyenesen (fókuszvonalon). Emiatt az ilyen típusú teleszkópok aszimmetrikus sugárzási mintázattal és eltérő felbontással rendelkeznek a különböző tengelyek mentén. Az ilyen távcsövek másik hátránya, hogy a mozgáskorlátozottság miatt az égboltnak csak egy része érhető el megfigyelésre. Képviselők: Illinois Egyetem rádióteleszkópja, Indiai teleszkóp Ootyban.

A sugarak útja a Nance-teleszkópban

4.1.3. Antennák lapos reflektorral

A parabola hengeren való munkához több detektort kell elhelyezni a fókuszvonalon, amelyekből származó jelet a fázisok figyelembevételével adnak hozzá. Ezt nem könnyű megtenni rövid hullámokon a kommunikációs vonalak nagy veszteségei miatt. A lapos reflektorral ellátott antennák lehetővé teszik, hogy egyetlen vevővel boldoguljon. Az ilyen antennák két részből állnak: egy mozgatható lapos tükörből és egy rögzített paraboloidból. A mozgó tükör a tárgyra „mutat”, és a sugarakat a paraboloidra veri vissza. A paraboloid a sugarakat arra a fókuszpontra koncentrálja, ahol a vevő található. Egy ilyen teleszkóp az égboltnak csak egy részét tudja megfigyelni. Képviselők: Kraus rádióteleszkóp, Nance-i nagy rádióteleszkóp.

4.1.4. Földes tálak

Az építési költségek csökkentésének vágya vezette a csillagászokat arra az ötletre, hogy a természetes terepet távcsőtükörként használják. Ennek a típusnak a képviselője volt a 300 méteres Arecibo rádióteleszkóp. Karsztos víznyelőben található, melynek alja gömb alakú alumíniumlemezekkel van kirakva. A vevő a tükör feletti speciális támasztékokon van felfüggesztve. Ennek a műszernek az a hátránya, hogy csak a zenit 20°-án belül képes elérni az eget.

4.1.5. Antennatömbök (közös módú antennák)

Egy ilyen teleszkóp sok elemi besugárzóból (dipólusból vagy spirálból) áll, amelyek a hullámhossznál kisebb távolságra helyezkednek el. Az egyes elemek fázisának pontos szabályozásának köszönhetően nagy felbontás és effektív terület érhető el. Az ilyen antennák hátránya, hogy szigorúan meghatározott hullámhosszra gyártják őket. Képviselők: BSA rádióteleszkóp Pushchinóban.

4.2. Üres rekesznyílású antennák

A csillagászat szempontjából a rádióteleszkópok két jellemzője a legfontosabb: a felbontás és az érzékenység. Ebben az esetben az érzékenység arányos az antenna területével, a felbontás pedig a maximális mérettel. Így a legelterjedtebb körantennák biztosítják a legrosszabb felbontást ugyanazon a hatásos területen. Ezért a rádiócsillagászatban megjelentek a kis távolságú teleszkópok.

DKR-1000 teleszkóp, kitöltetlen rekesznyílással

területen, de nagy felbontásban. Az ilyen antennákat ún üres nyílású antennák, mivel a nyílásukban a hullámhosszt meghaladó „lyukak” vannak. Ahhoz, hogy az ilyen antennákról képeket kapjunk, a megfigyeléseket rekeszszintézis módban kell elvégezni. Apertúraszintézishez elegendő két szinkronban működő, bizonyos távolságra elhelyezett antenna, amely ún. bázis. A forráskép visszaállításához minden lehetséges bázison meg kell mérni a jelet egy bizonyos lépéssel a maximumig.

Ha csak két antenna van, akkor megfigyelést kell végezni, majd bázist kell cserélni, megfigyelést kell végezni a következő pontban, újra bázist kell cserélni stb. Ezt a szintézist ún. következetes. Egy klasszikus rádióinterferométer ezen az elven működik. A szekvenciális szintézis hátránya, hogy időigényes, és nem tudja rövid időn belül feltárni a rádióforrások változékonyságát. Ezért gyakrabban használják párhuzamos szintézis. Egyszerre több antennát (vevőt) foglal magában, amelyek egyidejűleg végeznek méréseket az összes szükséges bázison. Képviselők: Northern Cross Olaszországban, DKR-1000 rádióteleszkóp Pushchinóban.

A nagy VLA-tömböket gyakran szekvenciális szintézisnek nevezik. Az antennák nagy száma miatt azonban már szinte minden bázis képviselve van, és általában nincs szükség további átrendezésekre.

5. Rádióteleszkópok listája

Megjegyzések

1. Nagy Szovjet Enciklopédia – slovari.yandex.ru/dict/bse/article/00064/63300.htm?text=radio telescope&encid=bse&stpar3=1.1. - Szovjetunió: Szovjet Enciklopédia, 1978.
2. Elektromágneses sugárzás
3. Rádióteleszkóp // Az űr fizika: Kis enciklopédia - www.astronet.ru/db/FK86/ / Szerk. R. A. Sunyaeva. - 2. kiadás - M.: Szov. enciklopédia, 1986. - P. 560. - 783 p. - ISBN 524(03)
4. P.I.Bakulin, E.V.Kononovich, V.I.MorozÁltalános csillagászati ​​tanfolyam. - M.: Tudomány, 1970.
5. 1 2 3 John D. Kraus. Rádiócsillagászat. - M.: Szovjet rádió, 1973.
6. Jansky K.G. A légkör irányított tanulmányozása magas frekvenciákon. -Proc. IRE, 1932. - T. 20. - S. 1920-1932.
7. Jansky K.G. Nyilvánvalóan földönkívüli eredetű elektromos zavarok.. - Proc. IRE, 1933. - T. 21. - P. 1387-1398.
8. Jansky K.G. Megjegyzés a csillagközi interferencia forrásáról.. - Proc. IRE, 1935. - T. 23. - P. 1158-1163.
9. Reber G. Kozmikus statikus. - Asztrofia. J., 1940. június - T. 91. - P. 621-624.
10. Reber G. Kozmikus statikus. -Proc. IRE, 1940. február - T. 28. - P. 68-70.
11. 1 2 Reber G. Kozmikus statikus. - Asztrofia. J., 1944. november - T. 100. - P. 279-287.
12. Reber G. Kozmikus statikus. -Proc. IRE, 1942. augusztus - T. 30. - P. 367-378.
13. Kip Thorne. Fekete lyukak és időredők. - M.: Fizikai-matematikai szakirodalom Kiadó, 2007. - 323-325.o. - 616 s. - ISBN 9785-94052-144-4
14. 1 2 3 N.A.Esepkina, D.V.Korolkov, Yu.N.Pariysky. Rádióteleszkópok és radiométerek. - M.: Tudomány, 1973.
15. Illinoisi Egyetem rádióteleszkópja. - www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html
16. Teleszkóp Ootyban - rac.ncra.tifr.res.in/ort.html
17. , Green Bank Radio Telescope, Very Large Array (rádióteleszkóp), Szibériai Solar Radio Telescope.

A modern rádióteleszkóp egy nagyon összetett eszköz, amely főként a következő fő elemekből áll: antenna, antenna függőleges és vízszintes mozgatására szolgáló rendszer, vevőkészülék, a vett jel előzetes feldolgozására szolgáló eszköz, valamint antennavezérlő eszköz. A bolygóradar a fent említett elemeken kívül adó- és moduláló berendezéssel, valamint szinkronizációs rendszerrel is rendelkezik.

A kikapcsolt adókkal rendelkező bolygóradarokat általában rádióteleszkópként használják a bolygók és más égitestek rádiósugárzásának megfigyelésére. Ebben az esetben a radarvevő készülék vagy átvált keskenysávú vételi módról szélessávú vételi módra, vagy egy speciális rádiócsillagászati ​​vevőt - egy radiométert - szerelnek fel a teleszkópra.

Tekintsük a rádióteleszkópok és bolygóradarok főbb eszközeit (5. ábra).

Antennák. A modern rádióteleszkóp és bolygóradar egyik legösszetettebb eszköze az antennarendszer. Az antenna rádióenergiát gyűjt egy égi forrásból, és továbbítja a vevőkészüléknek. Minél nagyobb az antenna lineáris mérete, annál nagyobb az antenna által összegyűjtött rádióenergia mennyisége. Az antenna lineáris méreteinek növekedésével a sugárzási mintázata szűkül, azaz csökken az a szög, amelyen belül az antenna hatékonyan veszi a rádiósugárzást. És ezáltal az antenna szögfelbontása növekszik, és növekszik az erősítése. Ezért a rádiócsillagászok arra törekednek, hogy a lehető legnagyobb antennákat hozzanak létre a kis szögméretű rádióforrások tanulmányozásához.

A rádiócsillagászati ​​antennák az optikai teleszkópokkal analóg módon két csoportra oszthatók - rádióreflektorokra (egyantennák) és rádiórefraktorokra (többelemes antennák). A rádióreflektorokban a rádiósugárzás áramlását egy „tükör” rendszer gyűjti össze és fókuszálja. A fókuszált jel a betáplálási forráshoz érkezik, és az antennát a vevőkészülékkel összekötő feeder útvonalon keresztül jut el a vevőkészülékhez. A rádiófrekvenciás refraktorokban a rádiósugárzás áramlását az egyes antennák veszik, majd összeadják a betáplálási útvonalon.

A rádiócsillagászatban a következő típusú reflektorantennákat használják: parabola, gömb, kürt, periszkóp, változó profilú. A refraktor antennák különféle típusú interferometrikus rendszereket, közös módú antennákat, fázistömböket és keresztantennákat foglalnak magukban. Néhány szovjet és külföldi távcső antennájának főbb jellemzőit a táblázat tartalmazza. 2.

Parabola antennák. A fényvisszaverő antennák közül a legelterjedtebbek a parabolikus antennák. Ezeknek az antennáknak van analógja az optikában - egy parabola reflektorral rendelkező reflektor, amelyben a „pont” forrásból származó fény párhuzamos sugárrá alakul. A parabola antennában a folyamat az ellenkező irányba megy - a párhuzamos rádiósugárzást egy tükör fókuszálja a paraboloid fókuszában, ahol azt a betáplálás veszi.

A rádiócsillagászatban használt parabolaantennák lenyűgöző méretűek (6. és 7. ábra). A Föld legnagyobb teljesen forgó parabola rádióteleszkópja 100 m átmérőjű tükröt tartalmaz, az antennája irányszögben 360°-ban, magasságban 90°-ban forog. Az antennaszerkezet súlya 3200 tonna.

A parabolaantennák csak korlátozott hullámhossz-tartományban működhetnek: teljesen lehetetlen parabolafelületet létrehozni, aminek következtében a paraboloid felületének egyenetlenségei nagyon rövid hullámhosszon működve rontják a fókuszáló tulajdonságait. az antennát. Ez viszont az antenna hatékonyságának romlásához vezet, vagyis mintha csökkentené a rádiósugárzás fluxusát gyűjtő antenna nyílási területét. És mivel a hullámhossz növekedésével az antenna sugárzási mintája tágul, és egy bizonyos hullámhosszon ezt az antennát már nem célszerű használni megfigyelésre (mivel ez csökkenti az erősítését), a rádiócsillagászok más típusú antennákat használnak hosszabb hullámhosszú mérésekhez.

Azonban még az azonos kialakítású parabolaantennáknál is eltérő lehet az a minimális hullámhossz, amelyen az antenna még mindig hatékonyan működik. Ez függ a tükörfelület gyártásánál alkalmazott gondosságtól és a tükör alakváltozásától a térbeli orientáció megváltozásakor, valamint a hő- és szélterhelés hatásától. Például a Krími Asztrofizikai Obszervatórium RT-22 antennájának 22 m átmérőjű tükre pontosabb, mint egy hasonló méretű antenna tükre Pushchinóban (a Szovjetunió Tudományos Akadémia Fizikai Intézete).

A milliméteres hullámhossz-tartományban működő parabolaantennák átmérője nem haladja meg a 25 m-t. A Krími Asztrofizikai Obszervatórium RT-22 antennája hatékonyan tud működni 4 mm-nél nem rövidebb hullámhosszon. Az Egyesült Államok Nemzeti Rádiócsillagászati ​​Obszervatóriumának 11 m átmérőjű antennája a Kitt Peak-en 1,2 mm-es maximális hullámhosszon működik. A tükör hőmérsékleti deformációinak csökkentése érdekében ennek a rádióteleszkópnak az antennája, ha nem működik, egy 30 m átmérőjű kupola alatt helyezkedik el (a mérések során a kupola részben kinyílik).

Gömb alakú antennák. A földgömbön csak néhány rádiócsillagászati ​​antenna található, amelyek gömbtükröt tartalmaznak. Ezeket az antennákat „földi tálnak” is nevezik, mivel a gömb alakú reflektor a Föld felszínén található, és az antenna sugárzási mintája eltolódik. a betáplálás mozgatása A legnagyobb ilyen típusú antenna (305 m-es nyílásátmérővel) a dél-amerikai Puerto Rico szigetén található (Arecibo Obszervatórium).

A gömbtükrös antennák kevésbé hatékonyan fókuszálják az elektromágneses sugárzást, mint a parabola antennák, de megvan az az előnyük, hogy nagyobb térszögben (magának a tükör elforgatása nélkül, de csak a reflektornak a tükör fókuszából való elmozdításával) képesek felmérni (pásztázni) az eget. ). Így az Arecibo antenna lehetővé teszi a sugárzási minta 20°-on belüli eltolását a zenithez képest bármely irányba. Tükrét fémpajzsok alkotják, amelyek egy kialudt vulkán alján sorakoznak. A kábelek három óriási támasztékon vannak kifeszítve, amelyek mentén egy speciális kocsi sugárzókkal és egyéb rádióberendezésekkel mozog (lásd a borító első oldalát). Az antenna legalább 10 cm-es hullámhosszig képes hatékonyan működni (ennél a hullámnál a sugárzási mintázata 1,5′ széles). A rekonstrukció előtt az Arecibo antenna fémhálóból készült gömbfelületű volt, és csak a hosszú hullámhosszú deciméteres tartományban (lambda>50 cm) tudott hatékonyan működni. Az Aresib antennát bolygóradar antennaként is használják, 12,5 cm-es hullámhosszon működik, átlagos teljesítménye pedig 450 kW.

A Byurakan Astrophysical Observatory a legrövidebb hullámhosszú gömbantennát üzemelteti fix tükörrel, melynek átmérője 5 m. Az antenna a leendő, a Byurakan Obszervatórium számára tervezett 200 méteres tál prototípusa, amely a számítások szerint lesz. maximális hullámhossza 3 cm.

Kürt antennák. A tükör (gömb és parabola) antennákkal ellentétben a kürtantennák egyetlen betáplálásból állnak. Nem sok ilyen típusú rádiócsillagászati ​​antenna található a Földön. Tekintettel arra, hogy jellemzőik pontosan kiszámíthatók, ezeket az antennákat bizonyos forrásokból származó rádióemissziós fluxusok precíziós mérésére használják, amelyeket a rádiócsillagászok referenciaként fogadnak el. Egy kürtantenna segítségével pontosan megmérték a Cassiopeia A forrás rádiósugárzásának fluxusát, és felfedezték a reliktum rádiósugárzást. A Cassiopeia A köd a rádiósugárzás egyik legerősebb forrása, és a rádiócsillagászok széles körben használják referenciaforrásként az antenna kalibrálásához.

Periszkóp antennák. A rádiócsillagászatban is széles körben alkalmazzák a periszkóp antennákat, amelyek előnye, hogy viszonylag nagy méretük ellenére meglehetősen jó hatásfokkal rendelkeznek. Az ilyen típusú antennák három elemből állnak: egy lapos tükör, amely a emelkedési szögnek megfelelően forog; fókuszáló főtükör (gömb vagy parabola henger formájában) és besugárzó.

A gömb alakú vagy „parabolikus tükör” a rádiósugárzás fluxusát vízszintes és függőleges síkban fókuszálja. Mivel az ilyen antennák lineáris méretei vízszintes irányban lényegesen nagyobbak, mint függőleges irányban, az antenna sugárzási mintázatának szélessége a vízszintes síkban lényegesen kisebb, mint a minta szélessége, mint a függőleges síkban. A legrövidebb hullámhosszú periszkópantennát a Gorkij Radiofizikai Intézet obszervatóriumában építették. 1 mm-es hullámhosszig hatékonyan működik. 4 mm-es hullámhosszon ennek az antennának a sugárzási mintázatának szélessége 45″ a vízszintes síkban és 8′ a függőleges síkban.

Változtatható profilú antennák. Zelenchukskaya falu közelében, Sztavropol területén megkezdte működését a RATAN-600 rádióteleszkóp (8. ábra). Antennarendszere a periszkóp antennájához hasonlít. Az utóbbival ellentétben azonban ennek az antennának a fő tükre a függőleges síkban lapos. Gigantikus méretei ellenére (a főtükör átmérője 588 m) ez az antenna 8 mm-es hullámhosszig képes hatékonyan működni.

Tekintsük most a refraktor antennák különféle típusait, amelyeket hatékonyan használnak méteres hullámoknál.

Közös üzemmódú antennák. Ezek az antennák különálló félhullámú betáplálásokból (dipólusokból) állnak, amelyekkel egy szövetet alkotnak P besugárzók egy irányba és m besugárzók merőleges irányban. A betáplálás távolsága mindkét merőleges irányban egyenlő a hullámhossz felével. Egy ilyen típusú, 64 dipólusból álló antenna segítségével 2,5 m hullámhosszon végezték el a Hold első radarérzékelését.

A közös módú antennáknál az egyes betáplálásokból származó jelek összegzése a feeder útvonalon történik. Ezenkívül először az azonos sorban található besugárzók jeleit összegzik, majd az összegzést emeletenként végzik (vagy fordítva). Minél több a betáplálás egy sorban, annál szűkebb az antenna sugárzási mintája a dipólusok sora mentén elhaladó síkban. A közös módú antennák keskeny sávúak, vagyis a gyakorlatban csak egy hullámhosszon tudnak működni.

A Szovjetunió Nagy hatótávolságú Űrkommunikációs Központjának antennája, amely 8 parabolaantennából áll, amelyek 4 sorba vannak elrendezve (9. ábra), csaknem 8-szor nagyobb erősítéssel rendelkezik, mint egy különálló parabolaantennáé. Ez az összetett antenna a közös módú antennatömb elvén épül fel.

Kereszt alakú antennák. Az ilyen típusú antennák további fejlesztése a kereszt alakú antennák voltak . Nem használják pHt betáplálás, mint a közös módú antennáknál, és P+ t besugárzók. Ezekben az antennákban P besugárzók egy irányban helyezkednek el, és T besugárzók rá merőleges irányban. Megfelelő nagyfrekvenciás fázisozással egy ilyen antenna sugárzási mintázata (a fenti síkban) hasonló egy olyan antennához, amely pHt besugárzók. Egy ilyen kereszt alakú antenna erősítése azonban kisebb, mint a megfelelő közös módú antennáké (amelyek pHt besugárzók). Az ilyen antennákat gyakran kitöltetlen rekesznyílású (nyitás) antennáknak nevezik. (Közös módú vagy töltött apertúrájú antennáknál (pHt besugárzók), a sugárzási mintázat térbeli irányának megváltoztatásához a mozgatható alap elforgatásával el kell forgatni a besugárzók síkját.)

Fázisos tömbökben és kitöltetlen apertúrájú antennákban a sugárzási mintázat irányának megváltoztatását az egyik síkban általában a betáplálási útvonal fázisviszonyainak megváltoztatásával, a másik síkban pedig az antennarendszer mechanikus elforgatásával hajtják végre. .

A dekaméteres tartomány legnagyobb kereszt alakú antennája a Harkovi Rádiótechnikai és Elektronikai Intézet UTR-2 rádióteleszkópjának antennája (10. ábra). Ez az antennarendszer 2040 szélessávú vezetékes betáplálásból áll, amelyek párhuzamosak a földfelszínnel, és két ágat alkotnak – „észak-dél” és „nyugat-kelet”.

Interferométerek. Az antenna-interferométerek különleges helyet foglalnak el az antennarendszerek között. A legegyszerűbb rádióinterferométer két antennából áll, amelyeket nagyfrekvenciás kábel köt össze; a belőlük érkező jeleket összegzik és elküldik a fogadó készüléknek. Az optikai interferométerhez hasonlóan a vett jelek fáziskülönbségét a sugarak útjában lévő különbség határozza meg, ami az antennák távolságától és a rádiójelek érkezési irányától függ (11. ábra).

A rádióforrás égi szférán keresztüli mozgása miatt éppen a rádióinterferométer antennái által vett jelek fáziskülönbségének változása. Ez az interferenciajelek maximumának és minimumának megjelenéséhez vezet. A rádióforrás mozgása egy bizonyos szögben, amelynél az interferencia jel maximuma a rádióinterferométerben a minimumot helyettesíti, megegyezik a sugárzási mintázat szélességével. Az egyantennákkal ellentétben azonban a rádióinterferométer többlebenyű sugárzási mintázattal rendelkezik az interferométer alapja mentén haladó síkban. Minél nagyobb az antennák közötti távolság (bázis), annál keskenyebb az interferencialebeny szélessége. (Az interferométer alapjára merőleges síkban a sugárzási mintát az interferométer egyetlen antennájának méretei határozzák meg.)

Jelenleg a rendkívül stabil frekvenciagenerátorok létrehozása lehetővé tette a rádióinterferometria független vétellel történő megvalósítását. Ebben a rendszerben a nagyfrekvenciás jeleket két-két antenna veszi, és egymástól függetlenül alacsonyabb frekvenciákra alakítja át a rendkívül stabil atomfrekvenciás szabványokból származó jelek segítségével.

A független vétellel rendelkező interferométerek jelenleg egy kontinens méreténél nagyobb, 10 000 km-t elérő bázisokkal működnek. Az ilyen interferométerek szögfelbontása elérte az ívmásodperc több tízezrelékét.

Vevők. A rádióteleszkóp és a bolygóradar egyik fő jellemzője az érzékenység – az a minimális vett jelteljesítmény, amelyet a rádióteleszkóp vagy radar regisztrálni képes. Az érzékenység a vevőkészülék paramétereitől, az antennák paramétereitől és az antennát körülvevő tér jellemzőitől függ. A rádiócsillagászatban a vett rádiójelek olyan gyengék, hogy ezeknek a jeleknek a regisztrálásához többszörösen fel kell erősíteni őket; Ugyanakkor mind a hasznos jelek, mind az interferencia zaj jellegű. Ez megnehezíti szétválasztásukat a vevőkészülékben.

A rádióteleszkópok vevőkészülékei - a nagy érzékenységű radiométerek jellemzőik nagy stabilitással is rendelkeznek. Mivel a vevő érzékenységét elsősorban a nagyfrekvenciás részének jellemzői határozzák meg, ezért fokozott figyelmet fordítanak a radiométer bemeneti csomópontjaira. A vevőegység zajszintjének csökkentésére a bemeneti eszközeiben mozgóhullámcsövekre vagy alagútdiódákra épülő „alacsony zajú” nagyfrekvenciás erősítőket, valamint parametrikus vagy kvantum paramágneses erősítőket használnak. A vevő még nagyobb érzékenységének elérése érdekében a nagyfrekvenciás alkatrészeit ultraalacsony hőmérsékletre hűtik (hűtőközegként folyékony nitrogént vagy folyékony héliumot használnak). A folyékony héliumot használó hűtőrendszer lehetővé teszi, hogy a nagyfrekvenciás vevőegységek hőmérséklete elérje az 5-10°K-t.

A nagy érzékenység biztosítása érdekében a rádiócsillagászati ​​vevőkészülékeknek több száz megahertz vagy akár több ezer megahertz sávszélességgel kell rendelkezniük. Az ilyen széles sávszélességű vevőkészülékek azonban nem alkalmasak minden vizsgálatra. Így a Föld és a bolygók légkörében található egyes gázok (vízgőz, oxigén, ózon stb.) abszorpciós spektrumának rádiótartományban történő mérése 50 MHz-es nagyságrendű maximális sávszélességet igényel. Egy ilyen vevő érzékenysége viszonylag alacsony lesz. Ezért az ilyen méréseknél a szükséges érzékenységet úgy érjük el, hogy növeljük a rádióméter kimenetén a jelfelhalmozási időt.

A megengedett jelfelhalmozódási időt a mérési séma és a rádióteleszkóp antenna látóterében a vizsgált égitestből érkező rádiókibocsátási jelek jelenlétének ideje határozza meg. Kisebb, másodpercben vagy tíz másodpercben számolt akkumulációs (integrációs) idők esetén általában a radiométer kimeneti szűrőinek elemein hajtják végre. Nagy felhalmozási idők esetén az integrátor funkciókat számítógép látja el.

A fent leírt módszerek mindegyike lehetővé teszi a zajszint száz- és ezerszeres csökkentését. Ebben az esetben a radiométer képes mérni a 0,003-0,01 ° K zajhőmérsékletnek megfelelő rádiósugárzás intenzitását (1 s akkumulációs idővel). Azonban nem csak a vevőkészüléknek van saját zaja, hanem az antenna-feeder rendszernek is, amelynek zaja számos paramétertől függ: hőmérséklet, antenna hatásfok, elektromágneses energia veszteség a betáplálás útján stb.

A rádiócsillagászatban a zajjelek intenzitását általában a zajhőmérséklet jellemzi. Ezt a paramétert az 1 Hz-es áteresztősáv zajteljesítménye határozza meg. Minél nagyobb az antenna hatásfoka, annál alacsonyabb a zajhőmérséklete, így annál nagyobb a rádióteleszkóp érzékenysége.

Zavar a rádióvételben. A rádióteleszkópok érzékenységének növelését a természetes eredetű külső interferencia korlátozza. A mesterséges interferenciát jelentősen csökkenti a kifejezetten rádiócsillagászati ​​kutatásokat célzó frekvenciatartományok kiválasztása, amelyekben tilos földi és űrbeli rádióállomások, rádiórendszerek bármilyen célú működtetése. Az ipari interferencia hatásának csökkentése érdekében a rádióteleszkópokat az ipari központoktól távol, főként hegyi gödrökben helyezik el, mivel ez utóbbiak jól védik a rádióteleszkópokat a földi ipari interferencia ellen.

A természetes interferencia a földfelszínről és a légkörből származó rádiósugárzásból, valamint magából a világűrből származik. A Föld rádiós háttérsugárzásának a sugárzásmérő leolvasására gyakorolt ​​hatásának csökkentése érdekében a rádióteleszkóp antennáját úgy alakították ki, hogy a Föld felszíne irányába eső sugárzási mintázata jelentős csillapítású legyen a vizsgált égitest irányához képest. .

A föld légkörében olyan gázok jelenléte miatt, amelyeknek molekuláris abszorpciós vonalai a rádiós tartományban vannak (oxigén, vízgőz, ózon, szén-monoxid stb.), a légkör milliméter és centiméter tartományban bocsát ki zajjeleket, és gyengíti a vételt is. az égitestek rádiósugárzása ezekben a tartományokban. A légkörből érkező rádiósugárzás intenzitása jelentősen függ a hullámhossztól – a hullámhossz csökkenésével nagymértékben növekszik. A légkör rádiós emissziója különösen erős az említett gázok rezonanciavonalai közelében (a legintenzívebb vonalak az 1,63, 2,5, 5 és 13,5 mm-es hullámhosszok közelében lévő oxigén és vízgőz vonalak).

A légkör hatásának csökkentése érdekében a rádiócsillagászok úgy döntenek, hogy égitesteket figyelnek meg a rádió hatótávolságában a rezonáns vonalaktól távol eső területeken. Ezeket a területeket, ahol a légköri zaj minimális, a légkör „átlátszósági ablakainak” nevezik. A milliméteres tartományban az ilyen „ablakok” az 1,2 hullámhosszhoz közeli területek; 2,1; 3,2 és 8,6 mm. Minél rövidebb az „átlátszósági ablak” a rövidebb hullámhossz-tartományban, annál nagyobb a vizsgált forrás rádiójelének csillapítása, és annál magasabb a légköri zaj szintje. (A légkörből érkező rádiósugárzás a páratartalom növekedésével nagymértékben megnövekszik. A vízgőz zöme a légkör felszíni rétegében helyezkedik el 2-3 km magasságig.)

A légkör rádiócsillagászati ​​mérésekre gyakorolt ​​befolyásának csökkentése érdekében nagyon száraz éghajlatú területeken és nagy tengerszint feletti magasságban próbálnak rádióteleszkópokat elhelyezni. Így a rádióteleszkópok elhelyezésére vonatkozó követelmények sok tekintetben hasonlóak az optikai teleszkópok elhelyezésére vonatkozó követelményekhez. Ezért az optikai teleszkópokat a rádióteleszkópokkal együtt gyakran nagy magasságú obszervatóriumokban helyezik el.

A kozmikus rádiósugárzás megfigyelésének eredményét a felhőkbe koncentrálódó és csapadékként lehulló nedvesség is befolyásolja. Az ezekből adódó légköri zaj a hullámhossz csökkenésével (3-5 cm-nél rövidebb hullámoknál) jelentősen megnő. Ezért a rádiócsillagászok felhőtlen időben próbálnak méréseket végezni.

A rádióteleszkóp érzékenységét korlátozó tényező a légkör és a Föld felszínének rádiósugárzása mellett a Galaxis és a Metagalaxis kozmikus sugárzása. A deciméteres, centiméteres és milliméteres hullámhossz-tartományban a metagalaxis teljesen fekete testként sugárzik, amelyet 2,7°K hőmérsékletre hevítenek. Ez a sugárzás izotróp módon oszlik el a térben. A csillagközi közeg sugárzásának intenzitása a Galaxisban a megfigyelés irányától függ (a Tejút irányú sugárzás intenzitása különösen magas). A galaktikus eredetű sugárzás a hullámhossz növekedésével 30 cm-nél nagyobb hullámoknál is növekszik Ezért az égitestek rádiósugárzásának megfigyelése 50 cm-nél hosszabb hullámoknál igen nehéz feladat, amit a Föld ionoszférájának növekvő befolyása is nehezít. méteres hullámhosszak.

Adók. A bolygók visszaverődési jellemzőinek méréséhez a bolygóradar adók átlagos teljesítményének több száz kilowattnak kell lennie. Jelenleg csak néhány ilyen radar készült.

A bolygóradar adók vagy moduláció nélkül működnek, vagy valamilyen modulációt használnak. Az adó sugárzási módjának megválasztása a kutatási céloktól függ. Így a bolygóról visszavert jel effektív szórási területének és „Doppler” spektrumának mérése nem igényel modulációt, és általában monokromatikus kibocsátott jellel történik. Ugyanakkor a bolygótávolság és a radartérképezés modulált jelet igényel.

Az adó impulzusmodulációja (a Hold-kutatásban használatos) nem tud nagy átlagos sugárzási teljesítményt biztosítani, ezért a bolygókutatásban gyakorlatilag nem használják. Frekvencia- és fázismodulációs módszereket alkalmaznak a legnagyobb bolygóradarok szinte minden adójában. Így a USSR Center for Deep Space Communications planetáris radarja a lineáris frekvenciamodulációs módszert használja a hatótávolság mérésére, a Massachusetts Institute of Technology planetáris radarja pedig az „álzaj fáziseltolásos kulcsozás” módszerét.

A bolygóradar adóknak nagyon magas sugárzási frekvenciastabilitással kell rendelkezniük (az adó relatív instabilitásának 10-9 nagyságrendűnek kell lennie). Ezért a séma szerint épülnek fel: stabilizált kis teljesítményű generátor + teljesítményerősítő.

A külföldi bolygóradarokban használt adók főbb jellemzőit, valamint ezen radarok egyedi jellemzőit a táblázat tartalmazza. 3 (lásd 38. o.).

Eszközök mutatóantennákhoz és a vett jelek feldolgozásához. Egy modern rádióteleszkóp elképzelhetetlen számítógép nélkül. Általában két számítógépet is használ. Az egyik a vizsgált sugárforrás vezérlő- és nyomkövető áramkörében működik. A forrás aktuális irányszögével és magassági szögével arányos jeleket állít elő, amelyek azután az antennameghajtó vezérlőegységeibe kerülnek. Ugyanez a számítógép felügyeli az antennameghajtók vezérlőparancsainak helyes végrehajtását is a meghajtók elfordulási szögérzékelőinek jeleinek elemzésével.

A rádióteleszkópok antennarendszerei egy és két síkban is képesek megváltoztatni a sugárzási mintázat helyzetét. Az antenna sugárzási mintázatának helyzetét jellemzően az antenna vagy betáplálás megfelelő síkban történő mechanikus mozgatásával változtatják. (Kivételt képeznek a fázissoros antennák, amelyeknél a rádióvétel iránya a betáplálási útvonal fázisviszonyainak megváltoztatásával változik.)

Az egy szabadságfokú antennákat általában a meridián mentén helyezik el, és a magassági szög szerint változtatják helyzetüket, a forrás rádiósugárzását pedig akkor mérik, amikor az áthalad azon a földrajzi meridiánon, amelyen a rádióteleszkóp található. Számos rádióteleszkóp működik ezen az elven. A teljes forgású antennák általában tükör típusú antennák.

Egyes rádióteleszkópok az általánosan elfogadott azimut-magassági irányítórendszeren túlmenően ekvatoriális rendszert alkalmaznak, amelyben a rádióteleszkóp antennája a Föld forgástengelyével párhuzamos tengelyhez képest (a párhuzamos mentén) forgatható, valamint a merőleges sík. Egy ilyen antennamutató rendszer egyszerűbb algoritmusokat igényel a sugárzási minta térbeli helyzetének szabályozásához.

Az antennavezérlő rendszerek amellett, hogy a kiválasztott forrást mutatják és nyomon követik, lehetővé teszik az égbolt felmérését (szkennelését) a forrás körül egy bizonyos közelében. Ezzel a móddal mérhető a rádiósugárzás intenzitása a bolygó korongján.

A modern rádióteleszkópokon található második számítógépet a mérési eredmények elsődleges feldolgozására használják. Ennek a számítógépnek a bemeneti jele az aktuális koordináták és feszültségértékek a radiométer kimenetén, arányosak a vizsgált és kalibrációs forrásokból származó rádiósugárzás intenzitásával. Ezen adatok felhasználásával a számítógép kiszámítja a rádiósugárzás intenzitásának eloszlását a koordinátáktól függően, azaz térképet készít a vizsgált forrás rádiós fényerősség-hőmérsékleteiről.

A vett jelek intenzitásának kalibrálásához a vizsgált forrás rádiósugárzásának összehasonlítását használják bizonyos szabványokkal, amelyek lehetnek elsődleges vagy másodlagosak. Az elsődleges szabványosítási módszert, az úgynevezett „mesterséges hold” módszert V. S. Troitsky szovjet tudós dolgozta ki. Ennél a mérési módszernél az elsődleges szabvány a rádióteleszkóp antennája elé szerelt elnyelő lemez rádiósugárzása. A „mesterséges hold” módszerrel a Holdról és más forrásokból származó rádiósugárzás precíziós méréseinek nagy ciklusát végezték el a Gorkij Radiofizikai Intézetben.

Másodlagos szabványként általában néhány különálló forrásból (például a Cassiopeia, Cygnus, Szűz, Bika, valamint néhány kvazárból származó rádióforrások) származó rádiókibocsátási jeleket használják. Néha a Jupiter rádiósugárzását másodlagos szabványként használják.

A rádióteleszkóp működési elve

2.1.1 A rádióteleszkóp két fő elemből áll: egy antennaeszközből és egy nagyon érzékeny vevőkészülékből - egy radiométerből. A radiométer felerősíti az antenna által vett rádiósugárzást, és a felvételhez és feldolgozáshoz kényelmes formává alakítja.

A rádióteleszkóp-antennák kialakítása igen változatos, a rádiócsillagászatban használt nagyon széles hullámhossz-tartománynak köszönhetően (0,1 mm-től 1000 m-ig). A mm-es, cm-es, dm-es és méteres hullámokat vevő rádióteleszkópok antennái leggyakrabban parabola reflektorok, hasonlóan a hagyományos optikai reflektorok tükreihez. A paraboloid fókuszába besugárzót szerelnek fel - egy olyan eszközt, amely összegyűjti a rádiósugárzást, amelyet egy tükör irányít rá. A besugárzó a kapott energiát a radiométer bemenetére továbbítja, majd az erősítés és érzékelés után a jelet rögzítő elektromos mérőműszer szalagjára rögzíti. A modern rádióteleszkópokon a radiométer kimenetéből származó analóg jelet digitálissá alakítják, és egy vagy több fájl formájában rögzítik a merevlemezre.

Az antennáknak az égbolt vizsgált területére történő irányításához általában azimuttartókra vannak felszerelve, amelyek azimutban és magasságban forgást biztosítanak (teljes forgású antennák). Vannak olyan antennák is, amelyek csak korlátozott forgást tesznek lehetővé, sőt teljesen álló helyzetben is. Az utóbbi típusú (általában nagyon nagy) antennákban a vétel irányát az antennáról visszaverődő rádiósugárzást észlelő betáplálások mozgatásával érik el.

2.1.2 A rádióteleszkóp működési elve jobban hasonlít a fotométer, mint az optikai teleszkóp működési elvét. A rádióteleszkóp nem tud közvetlenül képet készíteni, csak a sugárzás energiáját méri abból az irányból, amerre a teleszkóp „néz”. Így ahhoz, hogy képet kapjunk egy kiterjesztett forrásról, a rádióteleszkópnak minden ponton meg kell mérnie a fényességét.

A távcső apertúrájánál a rádióhullámok diffrakciója miatt a pontforrás irányának mérése némi hibával történik, amit az antenna sugárzási mintája határoz meg, és alapvető korlátot szab a műszer felbontásának:

ahol a hullámhossz és a nyílás átmérője. A nagy felbontás lehetővé teszi a vizsgált objektumok finomabb térbeli részleteinek megfigyelését. A felbontás javításához csökkentenie kell a hullámhosszt, vagy növelnie kell a rekesznyílást. A rövid hullámhosszak használata azonban megnöveli a tükörfelület minőségével szemben támasztott követelményeket. Ezért általában a rekesznyílás növelésének útját választják. A rekesznyílás növelése egy másik fontos tulajdonságot, az érzékenységet is javítja. A rádióteleszkópnak nagy érzékenységűnek kell lennie, hogy a lehető leghalványabb források megbízható észlelését biztosítsa. Az érzékenységet a fluxussűrűség-ingadozás mértéke határozza meg:

,

ahol a rádióteleszkóp inherens zajteljesítménye, az antenna effektív területe (gyűjtőfelülete), a frekvenciasáv és a jelfelhalmozási idő. A rádióteleszkópok érzékenységének növelése érdekében gyűjtőfelületüket növelik, és alacsony zajszintű maser-alapú vevőket és erősítőket, parametrikus erősítőket stb.

A rádióteleszkóp egyfajta távcső, és tárgyak elektromágneses sugárzásának tanulmányozására szolgál. Lehetővé teszi a csillagászati ​​objektumok elektromágneses sugárzásának tanulmányozását a több tíz MHz-től több tíz GHz-ig terjedő vivőfrekvenciás tartományban. A tudósok rádióteleszkóp segítségével fogadhatják egy objektum saját rádiósugárzását, és a kapott adatok alapján tanulmányozhatják annak jellemzőit, így a források koordinátáit, a térszerkezetet, a sugárzás intenzitását, valamint a spektrumot és a polarizációt.

A radiokozmikus sugárzást először Karl Jansky amerikai rádiómérnök fedezte fel 1931-ben. A légköri rádióinterferenciák tanulmányozása során Jansky állandó rádiózajt fedezett fel. Akkoriban a tudós nem tudta pontosan megmagyarázni annak eredetét, és forrását a Tejútrendszerrel azonosította, nevezetesen annak központi részével, ahol a galaxis középpontja található. Jansky munkája csak az 1940-es évek elején folytatódott, és hozzájárult a rádiócsillagászat további fejlődéséhez.

A rádióteleszkóp egy antennarendszerből, egy radiométerből és egy rögzítő berendezésből áll. A radiométer egy olyan vevőkészülék, amely alacsony intenzitású sugárzási teljesítményt mér a rádióhullám-tartományban (0,1 mm-től 1000 m-ig terjedő hullámhossz). Más szavakkal, a rádióteleszkóp a legalacsonyabb frekvenciájú pozíciót foglalja el az elektromágneses sugárzást vizsgáló egyéb eszközökhöz képest (például infravörös teleszkóp, röntgenteleszkóp stb.).

Az antenna az égi objektumok rádiósugárzásának gyűjtésére szolgáló eszköz. Bármely antenna alapvető jellemzői a következők: érzékenység (vagyis az észleléshez szükséges minimális jel), valamint a szögfelbontás (vagyis az egymáshoz közel elhelyezkedő több rádióforrás sugárzásának elkülönítése).

Nagyon fontos, hogy a rádióteleszkóp nagy érzékenységű és jó felbontású legyen, hiszen ez teszi lehetővé a vizsgált objektumok kisebb térbeli részleteinek megfigyelését. A rögzített minimális fluxussűrűséget DP a következő összefüggés határozza meg:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
ahol P a rádióteleszkóp saját zajának teljesítménye, S az antenna effektív területe, Df a vett frekvenciasáv, t a jelfelhalmozási idő.

A rádióteleszkópokban használt antennák több fő típusra oszthatók (az osztályozás a hullámhossz-tartománytól és a céltól függően történik):
Teljes rekesznyílású antennák: parabolaantennák (rövidhullámú megfigyelésre; forgóeszközökre szerelve), gömbtükrös rádióteleszkóp (3 cm-ig terjedő hullámhossz, fix antenna; az antennanyaláb térbeli mozgása a tükör különböző részeinek besugárzásával történik) , Kraus rádióteleszkóp (hullámhossz 10 cm ; rögzített függőlegesen elhelyezett gömbtükör, amelyre a forrás sugárzását egy bizonyos szögben elhelyezett lapos tükör segítségével irányítják), periszkóp antennák (függőlegesen kis méretű, vízszintes irányban nagyok) ;
Üres rekesznyílású antennák(a képreprodukciós módszertől függően két típus: szekvenciális szintézis, rekeszszintézis – lásd alább). A legegyszerűbb ilyen típusú műszer egy egyszerű rádióinterferométer (két rádióteleszkóp összekapcsolt rendszerei egy rádióforrás egyidejű megfigyelésére: nagyobb a felbontása, például: Aperture fúziós interferométer Cambridge-ben, Angliában, hullámhossz 21 cm). Egyéb antennatípusok: kereszt (Mills keresztezi egymást szekvenciális fúzióval Molongóban, Ausztráliában, hullámhossz 73,5 cm), gyűrű (szukcesszív fúziós típusú műszer Kalgurban, Ausztráliában, hullámhossz 375 cm), összetett interferométer (apertúra fúziós interferométer, Flers, Ausztrália, hullámhossz 21 ).

A legpontosabb működés a teljes forgású parabolaantennák. Ha ezeket használják, a teleszkóp érzékenysége megnő, mivel egy ilyen antenna az ég bármely pontjára irányítható, és rádióforrásból származó jelet halmoz fel. Egy ilyen távcső a kozmikus forrásokból származó jeleket különböző zajok hátterében elkülöníti. A tükör visszaveri a rádióhullámokat, amelyeket a besugárzó fókuszál és rögzít. A besugárzó egy félhullámú dipólus, amely adott hullámhosszú sugárzást fogad. A parabolatükrös rádióteleszkópok használatának fő problémája az, hogy elforgatva a tükör a gravitáció hatására deformálódik. Ennek az az oka, hogy amikor az átmérő körülbelül 150 m fölé nő, a mérési eltérések nőnek. Vannak azonban nagyon nagy rádióteleszkópok, amelyek évek óta sikeresen működnek.

Néha a sikeresebb megfigyelésekhez több rádióteleszkópot használnak, amelyek egymástól bizonyos távolságra vannak felszerelve. Az ilyen rendszert rádióinterferométernek nevezik (lásd fent). Működésének elve az elektromágneses tér azon rezgéseinek mérése és rögzítése, amelyeket az egyes sugarak keltenek egy tükör felületén vagy más olyan ponton, amelyen ugyanaz a sugár áthalad. Ezt követően a rekordok hozzáadódnak a fáziseltolás figyelembevételével.

Ha az antennatömb nem folyamatos, hanem kellően nagy távolságra van elhelyezve, akkor nagy átmérőjű tükröt kapunk. Egy ilyen rendszer a „rekeszszintézis” elvén működik. Ebben az esetben a felbontást az antennák közötti távolság határozza meg, nem pedig az átmérőjük. Így ez a rendszer lehetővé teszi, hogy ne építsenek hatalmas antennákat, hanem legalább három, bizonyos időközönként elhelyezett antennákkal boldoguljon. Az egyik leghíresebb ilyen rendszer a VLA (Very Large Array). Ez a tömb az Egyesült Államokban, Új-Mexikó államban található. A "nagyon nagy rácsot" 1981-ben hozták létre. A rendszer 27 teljesen forgatható parabolaantennából áll, amelyek a „V” betűt képező két vonal mentén helyezkednek el. Az egyes antennák átmérője eléri a 25 métert. Mindegyik antenna 72 pozíció egyikét foglalhatja el, miközben a sínek mentén mozog. A VLA ugyanolyan érzékenységgel rendelkezik, mint egy 136 kilométeres átmérőjű antenna, és a szögfelbontás a legjobb optikai rendszereknél is jobb. Nem véletlen, hogy a VLA-t a Merkúron víz, a csillagok körüli rádiókoronák és más jelenségek keresésében használták.

Tervezés szerint a rádióteleszkópok leggyakrabban nyitottak. Bár bizonyos esetekben, hogy megvédje a tükröt az időjárási viszonyoktól (hőmérsékletváltozások és szélterhelések), a teleszkópot egy kupola belsejében helyezik el: egy tömör (Highstack Observatory, 37 m-es rádióteleszkóp) vagy egy tolóablak (11) -m rádióteleszkóp Kitt Peakben, USA).

Jelenleg a rádióteleszkópok használatának kilátásai az, hogy lehetővé teszik a különböző országokban, sőt kontinensen található antennák közötti kommunikációt. Az ilyen rendszereket nagyon hosszú alapvonalú rádióinterferométereknek (VLBI) nevezik. 2004-ben 18 teleszkópból álló hálózatot használtak a Huygens leszállóegység megfigyelésére a Szaturnusz Titán holdján. A 64 antennából álló ALMA rendszer tervezése folyamatban van. A jövő kilátása az interferométer antennák felbocsátása az űrbe.

A teleszkóp egy egyedülálló optikai műszer, amelyet égitestek megfigyelésére terveztek. A műszerek segítségével sokféle tárgyat megvizsgálhatunk, nemcsak azokat, amelyek a közelünkben helyezkednek el, hanem azokat is, amelyek több ezer fényévnyire vannak a bolygónktól. Tehát mi az a távcső, és ki találta fel?

Első feltaláló

A teleszkópos eszközök a tizenhetedik században jelentek meg. Azonban a mai napig vita folyik arról, hogy ki találta fel először a távcsövet - Galileo vagy Lippershei. Ezek a viták azzal a ténnyel kapcsolatosak, hogy mindkét tudós megközelítőleg egy időben fejleszt optikai eszközöket.

1608-ban Lippershey szemüveget fejlesztett ki a nemesség számára, hogy közelről lássák a távoli tárgyakat. Ebben az időben katonai tárgyalásokat folytattak. A hadsereg gyorsan értékelte a fejlesztés előnyeit, és azt javasolta, hogy a Lippershey ne ruházza át a szerzői jogot az eszközre, hanem módosítsa úgy, hogy mindkét szemmel nézhető legyen. A tudós egyetértett.

A tudós új fejlesztését nem lehetett titokban tartani: az erről szóló információkat a helyi nyomtatott sajtó közölte. Az akkori újságírók távcsőnek nevezték a készüléket. Két lencsét használt, amelyek lehetővé tették a tárgyak és tárgyak nagyítását. Párizsban 1609 óta javában árulták a háromszoros nagyítású trombitákat. Ettől az évtől kezdve minden Lippershey-ről szóló információ eltűnik a történelemből, és egy másik tudósról és új felfedezéseiről jelennek meg információk.

Ugyanebben az évben az olasz Galileo lencsék csiszolásával foglalkozott. 1609-ben egy új fejlesztést mutatott be a társadalomnak - egy háromszoros nagyítású távcsövet. A Galileo távcső képminősége jobb volt, mint a Lippershey távcső. Az olasz tudós ötlete volt, aki a „teleszkóp” nevet kapta.

A tizenhetedik században holland tudósok készítettek teleszkópokat, de rossz képminőséggel rendelkeztek. És csak a Galileo-nak sikerült olyan lencsecsiszolási technikát kifejlesztenie, amely lehetővé tette a tárgyak egyértelmű nagyítását. Húszszoros növekedést tudott elérni, ami akkoriban igazi áttörést jelentett a tudományban. Ez alapján nem lehet megmondani, hogy ki találta fel a távcsövet: ha a hivatalos verzió szerint, akkor Galileo volt az, aki bemutatta a világnak egy olyan eszközt, amelyet távcsőnek nevezett, és ha megnézzük egy távcső fejlesztésének verzióját. optikai eszköz a tárgyak nagyítására, akkor a Lippershey volt az első.

Az első égbolt megfigyelések

Az első távcső megjelenése után egyedülálló felfedezésekre került sor. Galilei fejlesztését az égitestek követésére használta. Ő volt az első, aki holdkrátereket, foltokat látott és vázolt fel a Napon, valamint megvizsgálta a Tejútrendszer csillagait és a Jupiter műholdait is. Galilei teleszkópja lehetővé tette a Szaturnusz gyűrűinek megtekintését. Tájékoztatásul: még mindig van a világon egy távcső, amely ugyanazon az elven működik, mint a Galileo készüléke. A York Obszervatóriumban található. Az eszköz átmérője 102 centiméter, és rendszeresen szolgálja a tudósokat az égitestek nyomon követésére.

Modern teleszkópok

Az évszázadok során a tudósok folyamatosan változtatták a teleszkópok kialakítását, új modelleket fejlesztettek ki, és javították a nagyítási tényezőt. Ennek eredményeként lehetőség nyílt különböző célú kis és nagy távcsövek létrehozására.

A kicsiket általában űrobjektumok otthoni megfigyelésére, valamint a közeli kozmikus testek megfigyelésére használják. A nagyméretű eszközök lehetővé teszik a Földtől több ezer fényévnyire elhelyezkedő égitestek megtekintését és fényképezését.

A teleszkópok típusai

Többféle teleszkóp létezik:

1. Tükrözött.
2. Lencse.
3. Katadioptriai.

A galilei refraktorokat lencse refraktoroknak tekintik. A tüköreszközök közé tartoznak a reflexeszközök. Mi az a katadioptriás teleszkóp? Ez egy egyedülálló modern fejlesztés, amely egyesíti a lencsét és a tükröt.

Lencsés teleszkópok

A teleszkópok fontos szerepet játszanak a csillagászatban: üstökösök, bolygók, csillagok és más űrobjektumok megtekintését teszik lehetővé. Az egyik első fejlesztés az objektíves eszközök volt.

Minden teleszkópnak van lencséje. Ez minden eszköz fő része. Megtöri a fénysugarakat és összegyűjti azokat egy fókusznak nevezett pontban. Ebben épül fel a tárgy képe. A kép megtekintéséhez használjon okulárt.

A lencse úgy van elhelyezve, hogy a szemlencse és a fókusz egybeessen. A modern modellek mozgatható szemlencséket használnak a kényelmes megfigyeléshez távcsőn keresztül. Segítenek beállítani a kép élességét.

Minden teleszkópnak van aberrációja - a kérdéses tárgy torzulása. A lencsés teleszkópoknak számos torzítása van: kromatikus (a vörös és kék sugarak torzulnak) és gömbi aberráció.

Tükör modellek

A tükörteleszkópokat reflektoroknak nevezik. Gömb alakú tükör van rájuk szerelve, amely összegyűjti a fénysugarat és tükör segítségével visszaveri azt a szemlencsére. A kromatikus aberráció nem jellemző a tükörmodellekre, mivel a fény nem törik meg. A tükörműszerek azonban szférikus aberrációt mutatnak, ami korlátozza a távcső látóterét.

A grafikus teleszkópok összetett szerkezeteket, összetett felületű tükröket használnak, amelyek különböznek a gömb alakúaktól.

A tervezés bonyolultsága ellenére a tükörmodellek könnyebben fejleszthetők, mint az objektív társaik. Ezért ez a típus gyakoribb. A tükör típusú teleszkóp legnagyobb átmérője több mint tizenhét méter. Oroszországban a legnagyobb eszköz átmérője hat méter. Sok éven át a világ legnagyobbjának tartották.

A teleszkóp jellemzői

Sokan vásárolnak optikai eszközöket a kozmikus testek megfigyelésére. A készülék kiválasztásakor nem csak azt kell tudni, hogy mi a távcső, hanem azt is, hogy milyen jellemzői vannak.

1. Növekedés. A szemlencse és a tárgy fókusztávolsága a távcső nagyítási tényezője. Ha a lencse gyújtótávolsága két méter, és a szemlencse öt centiméter, akkor egy ilyen eszköz negyvenszeres nagyítással rendelkezik. A szemlencse cseréje esetén a nagyítás eltérő lesz.
2. Engedély. Mint tudják, a fényt a fénytörés és a diffrakció jellemzi. Ideális esetben egy csillag bármely képe úgy néz ki, mint egy korong, amelyben több koncentrikus gyűrű, úgynevezett diffrakciós gyűrű. A lemez méretét csak a teleszkóp képességei korlátozzák.

Teleszkópok szemek nélkül

Mi a szem nélküli teleszkóp, mire használják? Mint tudják, minden ember szeme másképp érzékeli a képeket. Az egyik szem többet lát, a másik pedig kevesebbet. Annak érdekében, hogy a tudósok mindent lássanak, amit látniuk kell, szem nélkül használnak távcsövet. Ezek az eszközök a képet a monitor képernyőjére továbbítják, amin keresztül mindenki pontosan olyannak látja a képet, amilyen, torzítás nélkül. Kisméretű teleszkópokhoz olyan kamerákat fejlesztettek ki erre a célra, amelyek eszközökhöz kapcsolódnak, és az eget fotózzák.

A térlátás legmodernebb módszerei a CCD kamerák használata. Ezek speciális fényérzékeny mikroáramkörök, amelyek információkat gyűjtenek a teleszkópból és továbbítják a számítógéphez. A belőlük nyert adatok annyira egyértelműek, hogy elképzelhetetlen, milyen más eszközök szerezhetnének ilyen információkat. Végtére is, az emberi szem nem képes olyan nagy tisztasággal megkülönböztetni minden árnyalatot, mint a modern fényképezőgépek.

A csillagok és más objektumok közötti távolság mérésére speciális műszereket - spektrográfokat - használnak. Teleszkópokkal vannak összekötve.

A modern csillagászati ​​távcső nem egy eszköz, hanem több egyszerre. A több eszközről beérkező adatokat feldolgozzuk és kép formájában megjelenítjük a monitorokon. Ráadásul a feldolgozás után a tudósok nagyon nagy felbontású képeket kapnak. Teleszkópon keresztül lehetetlen ilyen tiszta képeket látni az űrről a szemével.

Rádióteleszkópok

A csillagászok hatalmas rádióteleszkópokat használnak tudományos kutatásaikhoz. Leggyakrabban úgy néznek ki, mint egy parabola alakú hatalmas fémtálak. Az antennák összegyűjtik a vett jelet, és a kapott információt képpé dolgozzák fel. A rádióteleszkópok csak egy hullámhosszú jelet tudnak fogadni.

Infravörös modellek

Az infravörös távcső szembetűnő példája a Hubble-készülék, bár lehet optikai is. Az infravörös teleszkópok kialakítása sok tekintetben hasonlít az optikai tükörmodellek kialakításához. A hősugarakat egy hagyományos teleszkópos lencse visszaveri, és egy pontra fókuszálja, ahol a hőmérő készülék található. A keletkező hősugarakat termikus szűrőkön vezetik át. Csak ezt követően kerül sor a fotózásra.

Ultraibolya teleszkópok

Fényképezéskor a filmet ultraibolya sugárzás érheti. Az ultraibolya tartomány egyes részein feldolgozás vagy expozíció nélkül is lehet képeket fogadni. És bizonyos esetekben szükséges, hogy a fénysugarak egy speciális szerkezeten - egy szűrőn - áthaladjanak. Használatuk segít kiemelni bizonyos területek sugárzását.

Vannak más típusú teleszkópok is, amelyek mindegyikének megvan a maga célja és sajátos jellemzői. Ezek olyan modellek, mint a röntgen- és gamma-teleszkópok. Céljuk szerint az összes létező modell amatőrre és professzionálisra osztható. És ez nem az égitestek nyomon követésére szolgáló eszközök teljes osztályozása.