Teleszkóp (tele... és görög szkopeo - nézem) Teleszkóp (tele... és görög skopeo - nézem), csillagászati ​​műszer égitestek elektromágneses sugárzásuk alapján történő tanulmányozására. A teleszkópokat gamma-teleszkópokra, röntgen-, ultraibolya-, optikai, infravörös és rádióteleszkópokra osztják. 3 típusú optikai teleszkóp létezik: refraktor (lencse), reflektor (tükör) és kombinált tükör-lencse rendszerek. Az első csillagászati ​​megfigyeléseket teleszkópok (optikai refraktorok) segítségével 1609-ben Galileo végezte.

Optikai teleszkópok A CSILLAGÁK CSILLAGOKAT, BOLYGÓKAT ÉS AZ Univerzum EGYÉB TÁRGYAIT TÁVKÖZÖK HASZNÁLATÁVAL MEGFIGYELI. A TELESZKÓP AZ UNIVERZUM MINDEN KUTATÓJÁNAK ALAPVETŐ MŰKÖDÉSE. MIKOR JELENTE MEG AZ ELSŐ TELESZKÓP ÉS HOGYAN BEÁLLÍTOTTÁK? GALILEO GALILEO (1564-1642) A PADOVAI EGYETEM professzora 1609-BEN ELŐSZÖR IRÁNYÍTOTT A CSILLAGOS ÉGNÉL AZ ÖN ÁLTAL KÉSZÍTETT KIS RÉGTERÜLETET. A TELESZKÓPOS CSILLAGÁSZAT KORA AZ ÉGI BOORIOK TANULMÁNYÁBAN KEZDŐDÖTT EL.

Az optikai teleszkóp... működési elve a domború lencse vagy a homorú tükör tulajdonságain alapul, amely a teleszkóp lencséjeként működik, különböző égi forrásokból hozzánk érkező párhuzamos fénysugarakat állít fókuszba, és létrehoz képeiket a fókuszsíkban. Egy csillagász, aki egy űrobjektum képét szemlencsén keresztül nézi, felnagyítva látja azt. Ebben az esetben a távcsöves nagyítás alatt egy tárgy látszólagos szögméreteinek arányát értjük, ha távcsövön keresztül és anélkül is megfigyeljük. A teleszkóp nagyítása megegyezik a lencse gyújtótávolságának és a szemlencse gyújtótávolságának arányával.

Galileo Galilei teleszkóp De a Galilei távcsőnek volt egy jelentős hátránya: Az első Galileo távcső... az objektív sík-domború lencse volt, nagyon kicsi volt a mező, átmérője 4 cm, gyújtótávolsága 50 cm az okulár egy kisebb méretű sík-konkáv lencsével történt. Az optikai üvegek ezen kombinációja háromszoros nagyítást adott. A Galileo ezután egy fejlettebb távcsövet tervezett 5,8 cm átmérőjű és 165 cm-es gyújtótávolsággal. Segítségével a tudós figyelemreméltó csillagászati ​​felfedezéseit tette meg: hegyeket a Holdon, a Jupiter műholdait, a Vénusz fázisait, foltokat a Napon és sok halvány csillagot. . . látás, vagyis a csövön keresztül egy nagyon pici égi kör látszott. Ezért a műszert valamilyen égitestre irányítani és megfigyelni egyáltalán nem volt egyszerű.

Alig egy év telt el a távcsöves megfigyelések kezdete óta, amikor Johannes Kepler német csillagász és matematikus (1571-1630) javasolta a távcső tervét. Az újdonság magában az optikai rendszerben rejlett: az objektív és az okulár bikonvex lencsék voltak. Ebből adódóan a kép a Kepleri-távcsőben természetesen nem volt közvetlen, hanem kényelmetlen a földi objektumok nézegetése, de a csillagászatiaknál, mint a Galilei-távcsőnél, és a megfigyeléseknél ez teljesen fordított. nincs értelme. Végül is az Univerzumban nincs sem abszolút csúcs, sem abszolút mélység.

A Kepler távcsőről kiderült, hogy SOKKAL JOBB, MINT A GALILEO OPTIKAI ELSŐSZÜLETÉSÉNEK: NAGY LÁTÓMEZŐJE VOLT, ÉS KÖNNYEN KEZELHETŐ. AZ ÚJ MŰSZER EZEK A FONTOS ELŐNYÖK EGYEDÜLÜLŐEN MEGÁLLAPÍTÁK A SORSÁT: A TOVÁBBIAN KIZÁRÓLAG A KEPLER-SZÁMA SZERINT KEZDTEK KIALAKÍTNI A LENCSÉS TELESZKÓPOKAT. ÉS A GALILEAI TELESZÓP OPTIKAI RENDSZERÉT CSAK A SZÍNHÁZI TÁVCSŐBEN MEGŐRZETTE.

Így a teleszkópoknak két fő típusa van: LENCSÉS TÖRŐTÉVKÖP, AMELYBEN A LENCSÉN KERESZTÜL FÉNYSUGÁROK TÖRÖLJÜK, ÉS A TÜKRÖZŐ (VISSZAÜRŐ) TELESZKÓP REFLEKTOROK. A TÜKRÖS TELESZKÓP IDŐKÉVEL NAGYON TÁVOLI ÉS HASZNÁLHATÓAN FÉNYES OBJEKTUMOK MEGFIGYELÉSÉRE HASZNÁLT. AZ EMBERI SZEM CSAK KÉPES KÜLÖN MEGKÜLÖNBÖZNI A MEGFIGYELT TÁRGY KÉT RÉSZÉT, HA KÖZÖTT A SZÖGTÁVOLSÁG NEM KISEBB EGY-KÉT ÍV PERCÉL. ÍGY, A HOLDON SZEMÉSSEL A 150 -200 KM MÉRETET MÉRETETŐ MÉRETEKET MEGTEKINHETSZ SZEMBE. A NAPKORONGON, AMIKOR A NAP LENYÁLLÍTÁSA FELÉ VAN, ÉS FÉNYÉT A FÖLD LÉGKÖRÉNEK ELNYELŐ HATÁSA GYENGÍTI, 50-100 EZER KERESZT MÉRETŰ PONTOK LÁTHATÓK. KM. EGYÉB RÉSZLETEKET A Fegyvertelen szem nem vehet figyelembe. ÉS CSAK A LÁTÓSZÖGET NÖVELŐ TELESZKÓPNAK KÖSZÖNJÜK MEG TÁVOLI ÉGI OBJEKTUMOKAT MAGADHOZ „MEGKÖZELÍTENI” - MEGFIGYELNI IS A KÖZELÜL.

A rádióteleszkópok jellemzői A MODERN RÁDIÓTELESZKÓP OLYAN RÉSZLETEKBEN LEHET FEDEZÉSÉT AZ Univerzumban, AMELY A közelmúltban NEM CSAK A RÁDIÓ TARTOMÁNYBAN TÚL TÚL VOLT A LEHETŐSÉG HATÁRAIN, DE MINDEN HAGYOMÁNYOS HAGYOMÁNYOS TÁVOLSÁGBAN IS. A KÜLÖNBÖZŐ KONTINENTEN ELHELYEZETT EGY HÁLÓZATBA EGYESÜLT ESZKÖZÖK LEHETŐVÉVEK BE nézni A RÁDIÓGALAXIKÁK, QUAZÁROK, FIATAL CSILLAGHASZTOZATOK ÉS ALAKULÓ BOLYGÓRENDSZEREK SZÍVÉBE. AZ ULTRAHOSSZÚ ALAPÚ RÁDIÓINTERFEROMÉTEREK A LEGNAGYOBB OPTIKAI TELESZKÓPOKNÁL TÖBBSZÖRÖRE TUDATOSSÁGOK Segítségükkel nemcsak az űrhajók mozgását követheti nyomon távoli bolygók közelében, hanem saját bolygónk kérgének mozgását is felfedezheti. , beleértve a közvetlenül „érző” kontinens-sodródást is. Következnek az űr rádióinterferométerei, amelyek segítségével még mélyebbre hatolhatunk az Univerzum titkaiba.

A Föld légköre nem átlátszó az űrből érkező minden típusú elektromágneses sugárzás számára. Csak két széles „átlátszó ablaka” van. Az egyik középpontja arra az optikai tartományra esik, amelyben a Nap maximális sugárzása található. Az evolúció eredményeként ehhez alkalmazkodott az emberi szem érzékenysége szempontjából, amely 350-700 nanométer hosszúságú fényhullámokat érzékel. (Valójában ez az átlátszósági ablak még valamivel szélesebb is - körülbelül 300-1000 nm, azaz lefedi a közeli ultraibolya és infravörös tartományt). A látható fény szivárványcsíkja azonban csak töredéke az Univerzum „színeinek” gazdagságának. A 20. század második felében a csillagászat valóban teljes hullámúvá vált. A technológia fejlődése lehetővé tette a csillagászok számára, hogy új spektrális tartományokban végezzenek megfigyeléseket. A látható fény rövid hullámhosszú oldalán található az ultraibolya, a röntgen és a gamma tartomány. A másik oldalon az infravörös, a szubmilliméteres és a rádiós tartomány található. Ezen tartományok mindegyikéhez vannak olyan csillagászati ​​objektumok, amelyek a legvilágosabban ebben mutatkoznak meg, bár optikai sugárzásban nem feltétlenül képviselnek semmi kiemelkedőt, így egészen a közelmúltig a csillagászok egyszerűen nem vették észre őket.

Az egyik legérdekesebb és leginformatívabb spektrumtartomány a csillagászat számára a rádióhullámok. A földi rádiócsillagászat által rögzített sugárzás áthalad a Föld légkörének egy második és sokkal szélesebb átlátszósági ablakán – az 1 mm-től 30 m-ig terjedő hullámhossz-tartományban A rádióteleszkóp fő jellemzője az irányíthatósági mintázata. 70 km-ig mutatja a műszer érzékenységét - a tér különböző irányaiból érkező jelek összes sugárzását visszaveri az űrbe. A 30-nál hosszabb hullámok esetében a „klasszikus” parabolaantenna irányvonala m. 1-nél rövidebb hullámoknál egy kúp alakú főlebenyből áll, amely egy paraboloid tengelye mentén helyezkedik el, és több (per). mm kozmikus sugárzás teljesen nagyságrendekkel) gyengébb oldallebenyek. Az „éberséget” „megeszik” a rádióteleszkóp molekulái, vagyis szögfelbontását a légkör határozza meg (a sugárzási mintázat főlebenyének fő szélessége. Két forrás az égen, amelyek együttesen a ennek a lebenynek a megoldása, mint az oxigén, és egyesüljön a rádióteleszkóp számára. Ezért a diagram szélessége vízgőz). az irányítottság meghatározza a rádióforrás legkisebb részleteinek méretét, amelyek még külön-külön megkülönböztethetők.

A rádióteleszkópok működési elve A rádiócsillagászati ​​antennák teljes választéka közül a teljesen forgó parabolaantennák - az optikai visszaverő távcsövek analógjai - bizonyultak a legrugalmasabbnak a működésben. Az ég bármely pontjára irányíthatók, figyelhetik a rádióforrást - „halmozzák fel a jelet”, ahogy a rádiócsillagászok mondják -, és ezáltal növelik a teleszkóp érzékenységét, képességét, hogy a kozmikus forrásokból sokkal gyengébb jeleket elkülönítsenek a háttérben. mindenféle zaj. Az első nagy, 76 m átmérőjű, teljesen forgó paraboloid 1957-ben épült a brit Jodrell Bank Obszervatóriumban. És ma a világ legnagyobb mobilantennájának tányérja a Green Bank Observatory-ban (USA) 100 x 110 méteres, és gyakorlatilag ez a határ az egyetlen mobil rádióteleszkóp számára. Az átmérő növelésének három fontos következménye van: kettő jó és egy rossz. Először is, számunkra az a legfontosabb, hogy a szögfelbontás az átmérővel arányosan nő. Másodszor, az érzékenység sokkal gyorsabban növekszik, a tükör területével, azaz az átmérő négyzetével arányosan. Harmadszor pedig a költség még gyorsabban növekszik, ami egy visszaverő teleszkóp (optikai és rádiós) esetében megközelítőleg arányos a főtükör átmérőjének kockájával.

A fő nehézségek a tükör gravitáció hatására bekövetkező deformációjával kapcsolatosak. Annak érdekében, hogy a távcsőtükör egyértelműen fókuszálja a rádióhullámokat, a felület eltérése az ideális parabolától nem haladhatja meg a hullámhossz egytizedét. Ez a pontosság könnyen elérhető több méter vagy deciméter hosszúságú hullámoknál. De rövid centiméteres és milliméteres hullámoknál a szükséges pontosság már tizedmilliméter. A saját súlya alatti szerkezeti deformációk és a szélterhelések miatt szinte lehetetlen 150 m-nél nagyobb átmérőjű, teljesen forgó parabola távcsövet létrehozni A legnagyobb, 305 m átmérőjű fix tányér a Puerto Arecibo Obszervatóriumban készült Rico. De általában a rádióteleszkópok építésében a gigantománia korszaka véget ért. Mexikóban, a Sierra Negra hegyen, 4600 méteres magasságban egy 50 méteres, milliméteres hullámtartományban üzemelő antenna építése fejeződik be. Lehet, hogy ez az utolsó nagy, egyetlen antenna a világon.

A rádióforrások szerkezetének részleteinek felismeréséhez más megközelítésekre van szükség, amelyeket meg kell értenünk. A megfigyelt objektum által kibocsátott rádióhullámok a térben terjednek, időszakos változásokat generálva az elektromos és mágneses mezőben. A parabola antenna egy ponton gyűjti össze a rá eső rádióhullámokat - a fókuszban. Ha több elektromágneses hullám áthalad egy ponton, akkor interferálnak, vagyis mezőik összeadódnak. Ha fázisban érkeznek a hullámok, akkor erősítik egymást, ha ellenfázisban, akkor gyengülnek, egészen nulláig. A parabolatükör sajátossága éppen az, hogy egy forrásból származó összes hullám ugyanabban a fázisban fókuszál, és a lehető legnagyobb mértékben felerősíti egymást! Valamennyi fényvisszaverő távcső működése ezen az elképzelésen alapul.

A fókuszban egy fényes folt jelenik meg, és általában itt helyeznek el egy vevőt, amely a teleszkóp sugárzási mintáján belül felfogott sugárzás teljes intenzitását méri. Az optikai csillagászattal ellentétben a rádióteleszkóp nem tud fényképet készíteni az égbolt egy területéről. Minden pillanatban csak egy irányból érkező sugárzást észlel. Nagyjából a rádióteleszkóp úgy működik, mint egy egypixeles kamera. Egy kép elkészítéséhez pontról pontra kell pásztázni a rádióforrást. (A Mexikóban épülő milliméteres rádióteleszkóp azonban egy radiométerekből álló mátrixot tartalmaz, és már nem „egy pixeles”.)

) és jellemzőik vizsgálata, mint például: koordináták, térszerkezet, sugárzási intenzitás, spektrum és polarizáció.

Rádióteleszkóp Az elektromágneses sugárzás tanulmányozására szolgáló csillagászati ​​műszerek között a frekvenciatartományban a kezdeti helyet foglalja el - magasabb frekvenciák a termikus, látható, ultraibolya, röntgen- és gammasugárzás.

Rádióteleszkópok Javasoljuk, hogy a főbb lakott területektől távol helyezkedjen el, hogy minimalizálja 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.

Eszköz

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.

A kapott mérések kalibrálásához (a sugárzási fluxussűrűség abszolút értékére hozva) egy ismert teljesítményű zajgenerátort csatlakoztatnak a radiométer bemenetére antenna helyett.

Az antenna kialakításától és a megfigyelési technikától függően a rádióteleszkóp vagy előre irányulhat az égi szféra egy adott pontjára (amelyen a megfigyelt objektum a napi forgás miatt áthalad), vagy tárgykövető üzemmódban működhet.

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.

Működés elve

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 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 jellemzőt, az érzékenységet is javítja. A rádióteleszkópnak nagy érzékenységűnek kell lennie, hogy biztosítsa a lehető leghalványabb források megbízható észlelését. Az érzékenységet a fluxussűrűség-ingadozás mértéke határozza meg:

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

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 hatékony felbontással lehet információt kinyerni a forrásról. 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.

Az első rádióteleszkópok

Otthon - Karl Jansky

A Jansky rádióteleszkóp másolata

Sztori rádióteleszkópok 1931-ből származik, Karl Jansky kísérleteiből a Bell Telephone Labs teszthelyén. A villáminterferencia érkezési irányának tanulmányozására 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 hosszú időállandós 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 Yansky már beszámolt az installációjával elért első eredményekről. A cikk beszámolt a felfedezésről "... ismeretlen eredetű állandó sziszegés", melyik „... nehéz megkülönböztetni a sziszegéstől, amelyet magának a berendezésnek a zaja okoz. 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 az új interferencia 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 tükörrel ellátott parabola antenna kialakítását méteres hullámokon történő működéshez. Javaslata azonban nem kapott támogatást az Egyesült Államokban.

Újjászületés - Grout Reber

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 12° szélességű kúpos nyalábja félteljesítmény mellett, míg a Jansky antenna nyalábja legkeskenyebb szakaszán félteljesítmény mellett 30° szélességű legyező alakú volt.

1939 tavaszán Reber 1,87 m (160 MHz) hullámhosszú sugárzást fedezett fel, amelynek koncentrációja a Galaxis síkjában érezhető, és közzétett néhány eredményt.

Grout Reber által 1944-ben szerzett égbolt rádiótérképe.

Felszerelését továbbfejlesztve Reber szisztematikus égboltfelmérést végzett, és 1944-ben kiadta az első rádiós térképeket az égboltról 1,87 m hullámhosszon. A térképeken jól láthatóak a Tejútrendszer központi részei és a Nyilas csillagképben található fényes rádióforrások. Cygnus A, Cassiopeia A és Puppis. A Reber-féle térképek még a modern méteres hullámhosszú 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, ami a milliméteres és szubmilliméteres hullámhosszok kialakulásához vezetett, amivel lényegesen nagyobb felbontásokat lehetett elérni.

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:

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. A kitöltött apertúrájú antennák felületi alakjuk és rögzítési módjuk alapján több osztályba sorolhatók.

A forgás paraboloidjai

Szinte az összes ilyen típusú antenna Alt-Az tartókra van felszerelve, és teljesen forgatható. Fő 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 Radio Telescope, RT-70, Kalyazin Radio Telescope.

Parabola hengerek

A teljes forgású antennák felépítése bizonyos nehézségekkel jár, amelyek az ilyen szerkezetek hatalmas tömegével kapcsolatosak. 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

Antennák lapos reflektorral

A parabola hengeren való munkához több detektort kell elhelyezni a fókuszvonalon, amelyek jelét a fázisok figyelembevételével adják 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 mozgatható tükör a tárgyra „mutat”, és visszaveri a sugarakat a paraboloidra. 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.

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. Víznyelőben található, melynek alja gömb alakú alumíniumlapokkal 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.

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.

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 területű, de nagy felbontású teleszkópok. 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 sok antennát (vevőt) foglal magában, amelyek egyidejűleg végeznek méréseket az összes szükséges bázison. Képviselők: Northern Cross Olaszországban, DKR-1000 rádióteleszkóp Pushchinóban.

A rádióteleszkópok jellemzői

A modern rádióteleszkópok lehetővé teszik az Univerzum részletes tanulmányozását, amely egészen a közelmúltig nemcsak a rádiótartományban, hanem a hagyományos látható fény csillagászatában is túl volt a lehetőségek határain. A különböző kontinenseken elhelyezkedő műszerek egyetlen hálózatában egyesülve betekinthetünk a rádiógalaxisok, kvazárok, fiatal csillaghalmazok és feltörekvő bolygórendszerek magjába. Az ultrahosszú talpú rádióinterferométerek ezerszer éberebbek, mint a legnagyobb optikai teleszkópok. Segítségükkel nemcsak az űrhajók mozgását követheti nyomon távoli bolygók közelében, hanem saját bolygónk kérgének mozgását is tanulmányozhatja, beleértve a kontinensek sodródásának közvetlen „érzését”. Következnek az űr rádióinterferométerei, amelyek segítségével még mélyebbre hatolhatunk az Univerzum titkaiba.

A Föld légköre nem átlátszó az űrből érkező minden típusú elektromágneses sugárzás számára. Csak két széles „átlátszó ablaka” van. Az egyik középpontja arra az optikai tartományra esik, amelyben a Nap maximális sugárzása található. Az evolúció eredményeként ehhez alkalmazkodott az emberi szem érzékenysége szempontjából, amely 350-700 nanométer hosszúságú fényhullámokat érzékel. (Valójában ez az átlátszósági ablak még valamivel szélesebb is - körülbelül 300-1000 nm, azaz lefedi a közeli ultraibolya és infravörös tartományt). A látható fény szivárványcsíkja azonban csak töredéke az Univerzum „színeinek” gazdagságának. A 20. század második felében a csillagászat valóban teljes hullámúvá vált. A technológia fejlődése lehetővé tette a csillagászok számára, hogy új spektrális tartományokban végezzenek megfigyeléseket. A látható fény rövidebb hullámhosszú oldalán található az ultraibolya, a röntgen és a gamma tartomány. A másik oldalon az infravörös, a szubmilliméter és a rádió hatótávolsága található. Ezen tartományok mindegyikéhez vannak olyan csillagászati ​​objektumok, amelyek a legvilágosabban ebben mutatkoznak meg, bár optikai sugárzásban nem feltétlenül képviselnek semmi kiemelkedőt, így egészen a közelmúltig a csillagászok egyszerűen nem vették észre őket.
Az egyik legérdekesebb és leginformatívabb spektrumtartomány a csillagászat számára a rádióhullámok. A földi rádiócsillagászat által rögzített sugárzás áthalad a Föld légkörének egy második és sokkal szélesebb átlátszósági ablakán - a Föld ionoszférájának hullámhossz-tartományában - egy ionizált gázrétegen a tengerszint feletti magasságban kb. 70 km - minden 30 m-es hosszabb hullámhosszú sugárzást visszaver 1 mm-nél rövidebb hullámoknál a kozmikus sugárzást teljesen „felfalják” a légköri molekulák (főleg oxigén és vízgőz).

A modern rádióteleszkópok lehetővé teszik az Univerzum részletes tanulmányozását, amely egészen a közelmúltig nemcsak a rádiótartományban, hanem a hagyományos látható fény csillagászatában is túl volt a lehetőségek határain. A különböző kontinenseken elhelyezkedő egyetlen hálózatba egyesített műszerek lehetővé teszik, hogy betekintsünk a rádiógalaxisok, kvazárok és fiatal csillaghalmazok magjába.
A Puerto Ricó-i Arecibóban található a világ legnagyobb rögzített tömör tükre - 305 m. A gömb alakú tál fölött kábeleken lóg a 800 tonnás szerkezet A tükör kerületét fémháló veszi körül, amely megvédi a távcsövet a rádiósugárzástól.	A világ legnagyobb teljesen forgó parabolaantennája a Green Bank Obszervatóriumban (West Virginia, USA). A 100x110 m-es tükör azután készült, hogy 1988-ban egy 90 méteres teljes forgású antenna saját súlya alatt összeomlott.

A rádióteleszkóp fő jellemzője a sugárzási mintázata. Megmutatja a műszer érzékenységét a tér különböző irányaiból érkező jelekre. A „klasszikus” parabolaantenna esetében a sugárzási mintázat egy kúp alakú, a paraboloid tengelye mentén orientált főlebenyből és több (nagyságrendekkel) gyengébb oldallebenyből áll. A rádióteleszkóp „láthatóságát”, azaz szögfelbontását a sugárzási mintázat fő lebenyének szélessége határozza meg. Az égbolt két forrása, amelyek együtt ennek a lebenynek a megoldásába esnek, egyesülnek a rádióteleszkóp számára. Ezért a sugárzási mintázat szélessége határozza meg a rádióforrás azon legkisebb részleteinek méretét, amelyek egyenként még megkülönböztethetők.
A teleszkóp felépítésére vonatkozó univerzális szabály szerint az antenna felbontását a távcsőtükör hullámhosszának és átmérőjének aránya határozza meg. Ezért az éberség növelése érdekében a távcsőnek nagyobbnak és a hullámhossznak rövidebbnek kell lennie. De szerencsére a rádióteleszkópok az elektromágneses spektrum leghosszabb hullámaival dolgoznak. Emiatt még a tükrök hatalmas mérete sem teszi lehetővé a nagy felbontás elérését. Nem a legnagyobb, 5 m-es tükörátmérőjű modern optikai teleszkóp, amely mindössze 0,02 ívmásodperc távolságból képes megkülönböztetni a csillagokat. Körülbelül egyperces ív részletei szabad szemmel láthatók. Egy 20 m átmérőjű rádióteleszkóp 2 cm-es hullámhosszon még háromszor rosszabb felbontást ad - körülbelül 3 ívperc. Az égbolt egy területéről készült fotó amatőr kamerával több részletet tartalmaz, mint az ugyanazon terület rádiósugárzásának egyetlen rádióteleszkóppal készített térképe.
A széles sugárzási mintázat nemcsak a teleszkóp látásélességét korlátozza, hanem a megfigyelt objektumok koordinátáinak meghatározásának pontosságát is. Mindeközben pontos koordinátákra van szükség egy objektum megfigyelésének összehasonlításához az elektromágneses sugárzás különböző tartományaiban - ez a modern asztrofizikai kutatás elengedhetetlen követelménye. Ezért a rádiócsillagászok mindig is a lehető legnagyobb antennák létrehozására törekedtek. És meglepő módon a rádiócsillagászat felbontásban messze felülmúlta az optikai csillagászatot.

A rádióteleszkópok működési elve
A teljesen forgó parabolaantennák - az optikai visszaverő távcsövek analógjai - bizonyultak a legrugalmasabbnak a rádiócsillagászati ​​antennák teljes választéka közül. Az ég bármely pontjára irányíthatók, figyelhetik a rádióforrást - „halmozzák a jelet”, ahogy a rádiócsillagászok mondják -, és ezáltal növelik a teleszkóp érzékenységét, képességét, hogy a kozmikus forrásokból sokkal gyengébb jeleket elkülönítsenek a háttérben. mindenféle zaj. Az első nagy, 76 m átmérőjű, teljesen forgó paraboloid 1957-ben épült a brit Jodrell Bank Obszervatóriumban. És ma a világ legnagyobb mobilantennájának tányérja a Green Bank Observatory-ban (USA) 100 x 110 méteres, és gyakorlatilag ez a határ az egyetlen mobil rádióteleszkóp számára. Az átmérő növelésének három fontos következménye van: kettő jó és egy rossz. Először is, számunkra az a legfontosabb, hogy a szögfelbontás az átmérővel arányosan nő. Másodszor, az érzékenység sokkal gyorsabban növekszik, a tükör területével, azaz az átmérő négyzetével arányosan. Harmadszor pedig a költség még gyorsabban növekszik, ami egy visszaverő teleszkóp (optikai és rádiós) esetében megközelítőleg arányos a főtükör átmérőjének kockájával.
A fő nehézségek a tükör gravitáció hatására bekövetkező deformációjával kapcsolatosak. Annak érdekében, hogy a távcsőtükör egyértelműen fókuszálja a rádióhullámokat, a felület eltérése az ideális parabolától nem haladhatja meg a hullámhossz egytizedét. Ez a pontosság könnyen elérhető több méter vagy deciméter hosszúságú hullámoknál. De rövid centiméteres és milliméteres hullámoknál a szükséges pontosság már tizedmilliméter. A saját súlya alatti szerkezeti deformációk és a szélterhelések miatt szinte lehetetlen 150 m-nél nagyobb átmérőjű, teljesen forgó parabola távcsövet létrehozni A legnagyobb, 305 m átmérőjű fix tányér a Puerto Arecibo Obszervatóriumban készült Rico. De általában a rádióteleszkópok építésében a gigantománia korszaka véget ért. Mexikóban, a Sierra Negra hegyen, 4600 méteres magasságban egy 50 méteres, milliméteres hullámtartományban üzemelő antenna építése fejeződik be. Lehet, hogy ez az utolsó nagy, egyetlen antenna a világon.
A rádióforrások szerkezetének részleteinek felismeréséhez más megközelítésekre van szükség, amelyeket meg kell értenünk. A megfigyelt objektum által kibocsátott rádióhullámok a térben terjednek, időszakos változásokat generálva az elektromos és mágneses mezőben. A parabola antenna egy ponton gyűjti össze a rá eső rádióhullámokat - a fókuszban. Ha több elektromágneses hullám áthalad egy ponton, akkor interferálnak, vagyis mezőik összeadódnak. Ha a hullámok fázisban érkeznek, akkor erősítik egymást, ha ellenfázisban jönnek, gyengítik egymást, egészen a nulláig. A parabolatükör sajátossága éppen az, hogy egy forrásból származó összes hullám ugyanabban a fázisban fókuszál, és a lehető legnagyobb mértékben erősíti egymást! Valamennyi fényvisszaverő távcső működése ezen az elképzelésen alapul.
A fókuszban egy fényes folt jelenik meg, és általában itt helyeznek el egy vevőt, amely a teleszkóp sugárzási mintáján belül felfogott sugárzás teljes intenzitását méri. Az optikai csillagászattal ellentétben a rádióteleszkóp nem tud fényképet készíteni az égbolt egy területéről. Minden pillanatban csak egy irányból érkező sugárzást észlel. Nagyjából a rádióteleszkóp úgy működik, mint egy egypixeles kamera. Egy kép elkészítéséhez pontról pontra kell pásztázni a rádióforrást. (A Mexikóban épülő milliméteres rádióteleszkóp azonban egy radiométerekből álló mátrixot tartalmaz, és már nem „egy pixeles”.)

"Rádióteleszkópok csapatjátéka"
Ezt azonban másként is megteheti. Ahelyett, hogy az összes sugarat egy ponton összehoznánk, megmérhetjük és rögzíthetjük az egyes sugarak által keltett elektromos tér ingadozásait a tükör felületén (vagy egy másik ponton, amelyen ugyanaz a sugár áthalad), majd ezeket a rekordokat „adjuk hozzá” számítógépes eszköz feldolgozása, figyelembe véve a fáziseltolódást, amely megfelel annak a távolságnak, amelyet az egyes hullámoknak meg kellett utazniuk az antenna képzeletbeli fókuszáig. Az ezen az elven működő készüléket interferométernek, esetünkben rádióinterferométernek nevezzük.
Az interferométerek szükségtelenné teszik hatalmas, szilárd antennák építését. Ehelyett több tucat, száz vagy akár több ezer antennát helyezhet el egymás mellé, és kombinálhatja az általuk vett jeleket. Az ilyen teleszkópokat in-phase tömböknek nevezzük. Azonban még mindig nem oldják meg az „éberség” problémáját - ehhez még egy lépést kell tennie. Emlékszel, ahogy a rádióteleszkóp mérete növekszik, az érzékenysége sokkal gyorsabban növekszik, mint a felbontása. Ezért gyorsan olyan helyzetbe kerülünk, hogy a rögzített jel ereje bőven elég, de a szögfelbontás nagyon hiányzik. És akkor felmerül a kérdés: „Miért van szükségünk folyamatos antennasorra? Lehetséges ritkítani?” Kiderült, hogy lehetséges! Ezt az ötletet „apertúraszintézisnek” nevezik, mert egy sokkal nagyobb átmérőjű tükröt „szintetizálnak” több különálló, nagy területen elhelyezett, független antennából. Egy ilyen „szintetikus” műszer felbontását nem az egyes antennák átmérője, hanem a köztük lévő távolság - a rádióinterferométer alapja - határozza meg. Természetesen legalább három antennának kell lennie, és nem szabad egy egyenes mentén elhelyezkedniük. Ellenkező esetben a rádióinterferométer felbontása rendkívül inhomogén lesz. Csak abban az irányban lesz magas, amely mentén az antennák vannak. Keresztirányban a felbontást továbbra is az egyes antennák mérete határozza meg.
A rádiócsillagászat ezen az úton kezdett fejlődni az 1970-es években. Ez idő alatt számos nagy, többantennás interferométert hoztak létre. Némelyikük rögzített antennával rendelkezik, mások a Föld felszínén mozoghatnak, hogy különböző „konfigurációkban” végezzenek megfigyeléseket. Az ilyen interferométerek „szintetizált” térképeket készítenek a rádióforrásokról, sokkal nagyobb felbontással, mint az egyedi rádióteleszkópok: centiméteres hullámoknál eléri az 1 ívmásodpercet, és ez összemérhető az optikai teleszkópok felbontásával a Föld légkörén keresztül történő megfigyeléskor.

A leghíresebb ilyen típusú rendszer a „Very Large Array” (VLA), amelyet 1980-ban építettek az Egyesült Államok Nemzeti Rádiócsillagászati ​​Obszervatóriumában. 27 darab, egyenként 25 méter átmérőjű, 209 tonna tömegű parabolaantennája három radiális sínpályán mozog, és akár 21 km távolságban is eltávolítható az interferométer közepétől. Ma más rendszerek is működnek: Westerbork Hollandiában (14 antenna 25 m átmérőjű), ATCA Ausztráliában (6 db 22 m-es antenna), MERLIN az Egyesült Királyságban. Ez utóbbi rendszer 6 másik, országszerte szétszórt műszerrel együtt tartalmazza a híres 76 méteres távcsövet. Oroszországban (Burjátiában) létrehozták a szibériai naprádió-interferométert - egy speciális antennarendszert a Nap működési tanulmányozására a rádiótartományban.
1965-ben a szovjet tudósok L.I. Matveenko, N.S. Kardasev, G.B. Sholomitsky azt javasolta, hogy egymástól függetlenül rögzítsék az adatokat az egyes interferométer antennákon, majd együtt dolgozzák fel azokat, mintha szimulálnák az interferencia jelenségét egy számítógépen. Ez lehetővé teszi az antennák tetszőleges nagy távolságra történő szétterítését. Ezért a módszert nagyon hosszú alapvonalú rádióinterferometriának (VLBI) nevezték, és az 1970-es évek eleje óta sikeresen alkalmazzák. A kísérletekben elért rekord alaphossz 12,2 ezer km, a felbontás pedig körülbelül 3 mm-es hullámhosszon eléri a 0,00008''-ot – ez három nagyságrenddel magasabb, mint a nagy optikai teleszkópoknál. Nem valószínű, hogy ez az eredmény jelentősen javulna a Földön, mivel a bázis méretét bolygónk átmérője korlátozza.
Jelenleg a szisztematikus megfigyeléseket több interkontinentális rádióinterferométer hálózat végzi. Az USA-ban egy olyan rendszert hoztak létre, amely 10 darab, átlagosan 25 m átmérőjű rádióteleszkópot tartalmaz, amelyek az ország kontinentális részén, a Hawaii- és Virgin-szigeteken találhatók. Európában a 100 méteres bonni és a medicinai (Olaszország) 32 méteres távcsövet, a MERLIN interferométereket, a Westerborkot és más műszereket rendszeresen kombinálják a VLBI kísérletekhez. Ezt a rendszert EVN-nek hívják. Létezik a csillagászati ​​és geodéziai IVS rádióteleszkópok globális nemzetközi hálózata is. És a közelmúltban Oroszország megkezdte saját interferometrikus hálózatának „Quasar” üzemeltetését, amely három 32 méteres antennából áll a leningrádi régióban, az Észak-Kaukázusban és Burjátországban. Fontos megjegyezni, hogy a teleszkópok nincsenek mereven hozzárendelve a VLBI hálózatokhoz. Használhatók önállóan, vagy válthatnak a hálózatok között.
Az ultrahosszú alapvonalakkal végzett interferometria nagyon nagy mérési pontosságot igényel: az elektromágneses terek maximumának és minimumának térbeli eloszlását a hullámhossz töredékének pontossággal kell rögzíteni, azaz a rövid hullámok esetében a hullámhossz töredékéig. centiméter. És a legnagyobb pontossággal jelölje meg az egyes antennákon azokat az időpontokat, amikor méréseket végeztek. A VLBI-kísérletekben az atomfrekvencia-szabványokat ultraprecíz óraként használják. De ne gondolja, hogy a rádióinterferométereknek nincsenek hátrányai. A szilárd parabolaantennától eltérően az interferométer sugárzási mintája egy főlebeny helyett több száz és ezer, hasonló méretű keskeny lebenyből áll. Egy ilyen sugárzási mintával rendelkező forrás feltérképezése olyan, mintha széttárt ujjakkal tapogatnánk a számítógép billentyűzetét. A kép-helyreállítás összetett és ráadásul „helytelen” (vagyis a mérési eredmények kis változásaiig instabil) feladat, amelyet azonban a rádiócsillagászok megtanultak megoldani.

A rádióinterferometria eredményei
Az ívmásodperc ezredrészes szögfelbontású rádióinterferométerei „benéztek” az Univerzum legerősebb „rádiójelzőinek” - a rádiógalaxisok és kvazárok - legbelső tartományaiba, amelyek több tízmilliószor intenzívebb rádióhullámokat bocsátanak ki, mint a közönséges galaxisok. . Meg lehetett „látni”, hogyan lövik ki a plazmafelhőket a galaxisok és kvazárok magjából, illetve meg lehetett mérni mozgásuk sebességét, amelyről kiderült, hogy közel van a fénysebességhez. Sok érdekes dolgot fedeztek fel galaxisunkban. Fiatal csillagok közelében a víz, a hidroxil (OH) és a metanol (CH 3 OH) molekulák spektrumvonalaiban találtak maser rádiósugárzás forrásait (a maser az optikai lézer analógja, de a rádió tartományban van). . Kozmikus léptékben a források nagyon kicsik - kisebbek, mint a Naprendszer. Az interferométerekkel nyert rádiótérképeken az egyes fényes foltok bolygók embriói lehetnek.
Ilyen masereket más galaxisokban is találtak. A maser foltok helyzetének több éven át tartó változása, amelyet a szomszédos M33 galaxisban, a háromszög csillagképben figyeltek meg, először tette lehetővé a forgási sebesség és az égen való mozgás sebességének közvetlen becslését. A mért elmozdulások elhanyagolhatóak, sebességük sok ezerszer kisebb, mint egy földi szemlélő számára látható, a Mars felszínén kúszó csiga sebessége. Egy ilyen kísérlet még mindig messze meghaladja az optikai csillagászat lehetőségeit: egyszerűen nem képes észlelni az egyes objektumok megfelelő mozgását galaktikus távolságban. Végül az interferometrikus megfigyelések új megerősítést adtak a szupermasszív fekete lyukak létezésére. Az NGC 4258 aktív galaxis magja körül olyan anyagcsomókat fedeztek fel, amelyek legfeljebb három fényév sugarú pályán mozognak, miközben sebességük eléri a másodpercenkénti több ezer kilométert. Ez azt jelenti, hogy a központi test tömege legalább egymilliárdszorosa a Nap tömegének, és nem lehet más, mint egy fekete lyuk.
Számos érdekes eredmény született a VLBI módszerrel a Naprendszerben végzett megfigyelések során. Kezdjük legalább az általános relativitáselmélet eddigi legpontosabb kvantitatív tesztjével. Az interferométer százszázalékos pontossággal mérte a rádióhullámok eltérülését a Nap gravitációs mezejében. Ez két nagyságrenddel pontosabb, mint amennyit az optikai megfigyelések lehetővé tesznek. A globális rádióinterferométereket más bolygókat tanulmányozó űrhajók mozgásának nyomon követésére is használják. Először 1985-ben hajtottak végre ilyen kísérletet, amikor a szovjet Vega-1 és -2 űrhajó léggömböket dobott a Vénusz légkörébe. A megfigyelések megerősítették a bolygó légkörének gyors, körülbelül 70 m/s sebességű keringését, azaz 6 nap alatt egy fordulatot a bolygó körül. Ez egy csodálatos tény, amely még mindig magyarázatra vár.
2004-ben hasonló megfigyelések kísérték a Huygens űrszonda leszállását a Szaturnusz Titán holdjára, 18 rádióteleszkópból álló hálózatot különböző kontinenseken. 1,2 milliárd km távolságból akár tíz kilométeres pontossággal figyelték a jármű mozgását a Titán légkörében! Nem széles körben ismert, hogy a tudományos információk csaknem fele elveszett a Huygens partraszállása során. A szonda a Cassini állomáson keresztül továbbította az adatokat, amely eljuttatta azokat a Szaturnuszhoz. A megbízhatóság érdekében két redundáns adatátviteli csatornát biztosítottunk. Nem sokkal a leszállás előtt azonban úgy döntöttek, hogy különböző információkat továbbítanak rajtuk keresztül. Ám a legdöntőbb pillanatban egy egyelőre megmagyarázhatatlan hiba miatt a Cassini egyik vevőegysége nem kapcsolt be, és a képek fele elveszett. És velük együtt eltűntek a Titán légkörének szélsebességére vonatkozó adatok is, amelyeket pontosan a szétkapcsolt csatornán továbbítottak. Szerencsére a NASA-nak sikerült fedeznie a fogadásait – a Huygens leszállását a Földről egy globális rádióinterferométer figyelte meg. Ez valószínűleg segít megmenteni a Titán légköri dinamikájáról hiányzó adatokat. Ennek a kísérletnek az eredményeit jelenleg is dolgozzák fel az Európai Közös Rádió-Interferometrikus Intézetben, és egyébként honfitársaink, Leonyid Gurvits és Szergej Pogrebenko végzik ezt.

A rádióinterferometria jövője
Legalábbis a következő fél évszázadban a rádiócsillagászat általános fejlődési iránya egyre nagyobb apertúraszintézis rendszerek létrehozása lesz – minden tervezett nagy műszer interferométer. Így a chilei Chajnantor-fennsíkon számos európai és amerikai ország közös erőfeszítésével megkezdődött az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) milliméteres hullámú antennarendszer kiépítése. Összesen 64 db 12 méter átmérőjű antenna lesz, amelyek működési hullámhossza 0,35 és 10 mm között van. Az ALMA antennák közötti maximális távolság 14 km lesz. A nagyon száraz éghajlat és a nagy tengerszint feletti magasság (5100 m) miatt a rendszer képes lesz megfigyeléseket végezni egy milliméternél rövidebb hullámoknál is. Más helyeken és alacsonyabb tengerszint feletti magasságban ez nem lehetséges, mivel az ilyen sugárzást a levegőben lévő vízgőz elnyeli. Az ALMA építése 2011-re fejeződik be.

A jelen és a közeljövő rádióteleszkópjai a Földön és az űrben
	A "Radioastron" projekt 2007-ben indult

Az európai LOFAR apertúraszintézis rendszer sokkal hosszabb hullámhosszon fog működni - 1,2-10 m-ig. A következő három éven belül lép működésbe. Ez egy nagyon érdekes projekt: a költségek csökkentése érdekében a legegyszerűbb rögzített antennákat - mintegy 1,5 m magas fémrudak piramisait használja jelerősítővel. De 25 ezer ilyen antenna lesz a rendszerben. Csoportokba fognak egyesülni, amelyeket Hollandia-szerte egy körülbelül 350 km átmérőjű „görbült ötágú csillag” sugarai mentén helyeznek el. Mindegyik antenna a teljes látható égboltból kap jeleket, de közös számítógépes feldolgozásuk lehetővé teszi a tudományos érdeklődésre számot tartó irányokból érkezők kiemelését. Ebben az esetben az interferométer direktíva mintája tisztán számítási úton jön létre, melynek szélessége a legrövidebb hullámhosszon 1 ívmásodperc lesz. A rendszer mûködtetése rengeteg számítást igényel, de a mai számítógépek számára ez teljesen megvalósítható feladat. A probléma megoldására tavaly Hollandiában telepítették Európa legerősebb szuperszámítógépét, az IBM Blue Gene/L-t, 12 288 processzorral. Sőt, megfelelő (még nagyobb számítógépes teljesítményt igénylő) jelfeldolgozással a LOFAR képes lesz egyszerre több vagy akár sok objektumot is megfigyelni!
De a közeljövő legambiciózusabb projektje az SKA (Square Kilometer Array - Square Kilometer System). Antennáinak teljes területe körülbelül 1 km 2 lesz, a műszer költségét pedig egymilliárd dollárra becsülik. Az SKA projekt még a fejlesztés korai szakaszában van. A tárgyalt fő tervezési lehetőség több ezer, több méteres átmérőjű, 3 mm-től 5 m-ig terjedő antenna Sőt, ezek felét 5 km átmérőjű területen tervezik telepíteni, és a a többit jelentős távolságra kell elosztani. A kínai tudósok alternatív sémát javasoltak - 8 rögzített tükör, egyenként 500 m átmérőjű, hasonlóan az Arecibo teleszkóphoz. Elhelyezésükre még megfelelő száraz tavakat is javasoltak. Szeptemberben azonban Kína kiesett az óriástávcső elhelyezéséért versengő országok listájáról. Most a fő küzdelem Ausztrália és Dél-Afrika között zajlik majd.
A földi interferométerek bázisának növelésének lehetőségei szinte kimerültek. A jövő az interferométer antennák felbocsátása az űrbe, ahol nincsenek megkötések bolygónk méretével kapcsolatban. Ilyen kísérletet már végeztek. 1997 februárjában felbocsátották a HALCA japán műholdat, amely 2003 novemberéig működött, és befejezte a VSOP (VLBI Space Observatory Program - VLBI Space Observatory Program) nemzetközi projekt fejlesztésének első szakaszát. A műhold egy 8 méter átmérőjű esernyőantennát hordozott, és ellipszis alakú Föld körüli pályán működött, amely három földátmérőnek megfelelő alapot adott. Sok extragalaktikus rádióforrást ívmásodperc ezredrészes felbontásával készítettek. Az űrinterferometriai kísérlet következő szakasza, a VSOP-2 a tervek szerint 2011-2012-ben kezdődik. Egy másik ilyen típusú műszert készít a Radioastron projekt keretében a Fizikai Intézet Asztroűrközpontja. P.N. Lebedev RAS más országok tudósaival együtt. A Radioastron műhold 10 m átmérőjű parabolatükörrel rendelkezik. Az indítás során össze van hajtva, majd a pályára lépés után kibontakozik. A Radioastron több hullámhosszú vevővel lesz felszerelve – az űrinterferométer földi antennáiként 1,2-től 92 cm-ig terjedő rádióteleszkópokat használnak Pushchinoban (Oroszország), Canberrában (Ausztrália) és Green Bankban (USA). A műhold pályája nagyon megnyúlt lesz, apogeusa 350 ezer km lesz. Egy ilyen interferométer alappal a legrövidebb hullámhosszon 8 milliomod ívmásodperces pontossággal lehet majd képet készíteni a rádióforrásokról és megmérni azok koordinátáit. Ez lehetővé teszi a rádiógalaxisok és a fekete lyukak magjainak közvetlen közelébe való betekintést, illetve a galaxis fiatal csillagai keletkezési régióinak mélyére való betekintést.

Az anyag szerzői: Mihail Prohorov, a fizikai és matematikai tudományok doktora és Georgij Rudnyickij, a fizikai és matematikai tudományok kandidátusa Magazin "Around the World": A legéberebb távcső

Az orosz tudósok egy fejlettebb űrrádióteleszkópot is fejlesztenek a milliméteres és szubmilliméteres tartományban - „Millimetron”. A műszer tükrét folyékony héliummal hűtik le 4 Kelvin (-269°C) hőmérsékletre a hőzaj csökkentése és az érzékenység növelése érdekében. Ennek az interferométernek a működésére számos lehetőséget fontolgatnak a „Space-Earth” és „Space-Space” séma szerint (két műholdak teleszkópja között). A készülék ugyanarra a hosszúkás pályára indítható, mint a Radioastron projektben, vagy a Nap-Föld rendszer Lagrange pontjára, a Földtől antiszoláris irányban 1,5 millió km távolságra (ez 4-szer távolabb, mint a Hold). A legújabb verzióban 0,35 mm-es hullámhosszon az Űr-Föld interferométer akár 45 milliárd ívmásodperc töredéknyi szögfelbontást is biztosít majd!

VLBI használata a Földhöz A rádióinterferometriás módszernek is vannak pusztán gyakorlati alkalmazásai - nem véletlenül dolgozik például Szentpéterváron az Orosz Tudományos Akadémia Alkalmazott Csillagászati ​​Intézete ezen a témán. A VLBI technológiát alkalmazó megfigyelések nemcsak a rádióforrások koordinátáinak meghatározását teszik lehetővé akár tízezred ívmásodperc pontossággal, hanem maguknak a rádióteleszkópoknak a Földön elfoglalt helyzetének egynél jobb pontosságú mérését is. milliméter. Ez pedig lehetővé teszi a Föld forgásában és a földkéreg mozgásában bekövetkező változások legnagyobb pontosságú követését. Például a VLBI használatával kísérletileg igazolták a kontinensek mozgását. Mára már rutinszerűvé vált az ilyen mozgások regisztrációja. A távoli rádiógalaxisok interferometrikus megfigyelései szilárdan bekerültek a geofizika arzenáljába a Föld szeizmikus szondázásával együtt. Ezeknek köszönhetően megbízhatóan rögzítik az állomások egymáshoz viszonyított időszakos elmozdulását, amelyet a földkéreg deformációi okoznak. Sőt, nemcsak a szilárdtest-apályokat mérik régóta (először VLBI-módszerrel rögzítették), hanem a légköri nyomás változása, az óceánban lévő víz súlya és a talajvíz tömege hatására bekövetkező elhajlásokat is. . A Föld forgásának paramétereinek meghatározására a világban naponta végeznek égi rádióforrások megfigyeléseit a Nemzetközi VLBI Csillagászati ​​és Geodéziai Szolgálat IVS koordinálásával. A kapott adatokat különösen a GPS globális helymeghatározó rendszer műholdjainak orbitális síkjainak eltolódásának azonosítására használják. A VLBI-megfigyelésekből származó megfelelő korrekciók nélkül a GPS-rendszerben a hosszúság meghatározásában bekövetkező hiba nagyságrendekkel nagyobb lenne, mint jelenleg. Bizonyos értelemben a VLBI ugyanazt a szerepet játszik a GPS-navigációban, mint a precíziós tengeri kronométerek, amelyeket a csillagok a 18. században a navigációhoz játszottak. A Föld forgási paramétereinek pontos ismerete is szükséges a bolygóközi űrállomások sikeres navigációjához. Leonyid Petrov, Űrrepülési Központ. Goddard, NASA

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 jellemzőt, az érzékenységet is javítja. A rádióteleszkópnak nagy érzékenységűnek kell lennie, hogy biztosítsa a lehető leghalványabb források megbízható észlelését. 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 modern rádióteleszkóp egy nagyon összetett berendezés, amely főként a következő fő elemekből áll: antenna, antenna függőleges és vízszintes mozgatására szolgáló rendszer, vevőkészülék, a vett jel előfeldolgozó berendezése, 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 a keskeny sávú vételi módból a szélessávú vételi módba, vagy egy speciális rádiócsillagászati ​​vevőt - radiométert - szerelnek fel a távcsőre.

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 törekszenek, hogy a lehető legnagyobb antennákat hozzanak létre a kis szögméretű rádióforrások tanulmányozására.

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 betápláláshoz érkezik, és az antennát a vevőkészülékkel összekötő feeder útvonalon keresztül jut el a vevőkészülékhez. A rádiófrekvenciás refraktorokban a rádiósugárzás fluxusát 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 kereszt alakú antennákat 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 tükör felületének gondos megmunkálásától 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. A 11 m átmérőjű National Radio Astronomy Observatory antenna 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 antennája 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). Az arecibói antenna a rekonstrukció előtt fémhálóból készült gömbfelületű volt, és csak a deciméter tartomány hosszú hullámhosszú tartományában tudott hatékonyan működni (lambda>50 cm). 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 periszkópos antennákat, amelyek előnye, hogy viszonylag nagy méretük ellenére meglehetősen jó hatásfokkal rendelkeznek. Az ilyen típusú antennák három elemből állnak: egy lapos tükör, amely a magassági szög szerint 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. A Sztavropoli területhez tartozó Zelenchukskaya falu közelében 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 módú 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 (nyílás) 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 való mozgása miatt éppen a rádióinterferométer antennái által vett jelek fáziskülönbségének változása következik be. Ez az interferenciajelek maximumának és minimumának megjelenéséhez vezet. A rádióforrás mozgása egy bizonyos szögben, amelynél a rádióinterferométerben az interferenciajel maximuma felváltja a minimumot, 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 ezen 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 háttér rádiósugárzásának a sugárzásmérő leolvasására gyakorolt ​​hatásának csökkentése érdekében a rádióteleszkóp antennáját úgy alakították ki, hogy a Föld felszíne irányába eső sugárzási mintázata jelentős csillapítással bírjon 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 gyakran a rádióteleszkópokkal együtt 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 ezután az antennameghajtó vezérlőegységeibe kerülnek. Ugyanez a számítógép felügyeli az antennameghajtók vezérlőparancsainak helyes végrehajtását is a meghajtók elfordulási szögérzékelőitől érkező jelek 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 irányát a betáplálási útvonal fázisviszonyainak megváltoztatásával változtatják.)

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 etalon 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.

Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete