Основными частями радиотелескопа есть. Принцип действия и строения оптического и радиотелескопа методы

Современный радиотелескоп является весьма сложным устройством, состоящим в основном из следующих глав­ных элементов: антенны, системы перемещения антенны в вертикальной и горизонтальной плоскостях, приемно­го устройства, устройства предварительной обработки принятого сигнала, устройства управления антенной. Планетный радиолокатор в дополнение к вышеупомя­нутым элементам имеет еще передающее и модуляци­онное устройства, а также систему синхронизации.

Планетные радиолокаторы с отключенными передат­чиками обычно используются в качестве радиотелеско­пов для наблюдения радиоизлучения планет и других небесных тел. При этом приемное устройство радиоло­катора либо переключается из режима узкополосного приема в режим широкополосного приема, либо на те­лескопе устанавливается специальный радиоастрономи­ческий приемник - радиометр.

Рассмотрим основные устройства радиотелескопов и планетных радиолокаторов (рис. 5).

Антенны. Одним из наиболее сложных устройств со­временного радиотелескопа и планетного радиолокато­ра является антенная система. Антенна собирает анер­гию радиоизлучения от небесного источника и передает ее приемному устройству. Чем больше линейные раз­меры антенны, тем большая величина энергии радио­излучения собирается антенной. С ростом линейных размеров антенны сужается ее диаграмма направлен­ности, т. е. уменьшается угол, в пределах которого ан­тенна эффективно принимает радиоизлучение. А тем самым увеличивается разрешающая способность антен­ны по углу и возрастает ее коэффициент усиления. Поэтому радиоастрономы стремятся создавать для ис­следования источников радиоизлучения, имеющих ма­лые угловые размеры, антенны возможно больших раз­меров.

Радиоастрономические антенны можно разделить по аналогии с оптическими телескопами на две группы - радиорефлекторы (одиночные антенны) и радиорефрак­торы (многоэлементные антенны). В радиорефлекторах поток радиоизлучения собирается и фокусируется «зер­кальной» системой. Сфокусированный сигнал поступа­ет на облучатель и через фидерный тракт, соединяю­щий антенну с приемным устройством, передается в приемное устройство. В радиорефракторах поток радио­излучения принимается отдельными антеннами и скла­дывается затем в фидерном тракте.

В радиоастрономии применяются следующие типы рефлекторных антенн: параболические, сферические, рупорные, перископические, переменного профиля. К рефракторным антеннам относятся различные типы интерферометрических систем, синфазные антенны, фа­зируемые решетки и крестообразные антенны. Основ­ные характеристики антенн некоторых советских и за­рубежных телескопов приведены в табл. 2.

Параболические антенны. Наиболее широкое приме­нение среди рефлекторных антенн нашли параболиче­ские. Эти антенны имеют свой аналог в оптике - про­жектор с параболическим отражателем, в котором свет от «точечного» источника превращается в параллель­ный пучок. В параболической антенне процесс идет в обратном направлении - параллельный поток радиоизлучения фокусируется зеркалом в фокусе параболоида, где он принимается облучателем.

Параболические антенны, используемые в радиоаст­рономии, имеют внушительные размеры (рис. 6 и 7). Самый большой на Земле полноповоротный пара­болический радиотелескоп имеет зеркало диаметром 100 м. Его антенна поворачивается на 360° по азимуту и 90° по углу места. Вес антенного сооружения состав­ляет 3200 т.

Параболические антенны могут работать только в ограниченном диапазоне длин волн: выполнить парабо­лическую поверхность абсолютно точно невозможно, вследствие чего неровности поверхности параболоида при работе на очень коротких длинах волн начинают ухудшать фокусирующие свойства антенны. Это приво­дит, в свою очередь, к ухудшению эффективности ан­тенны, т. е. как бы уменьшению площади раскрыва ан­тенны, собирающей поток радиоизлучения. А так как с ростом длины волны расширяется диаграмма направ­ленности антенны и на некоторой длине волны данную антенну становится уже нецелесообразно использовать для наблюдений (так как при этом уменьшается ее ко­эффициент усиления), то радиоастрономы для более длинноволновых измерений используют другие типы антенн.

Однако даже в одинаковых конструкциях параболи­ческих антенн минимальная длина волны, на которой еще эффективно работает антенна, может быть разной. Это зависит от тщательности изготовления поверхности зеркала и от деформаций зеркала при изменении его ориентации в пространстве, а также от действия теп­ловых и ветровых нагрузок. Так, например, зеркало диаметром 22 м антенны РТ-22 Крымской астрофи­зической обсерватории по своему исполнению более точное, чем зеркало антенны аналогичных размеров в Пущино (Физический институт АН СССР).

Параболические антенны, работающие в миллимет­ровом диапазоне длин волн, имеют диаметр, не пре­вышающий 25 м. Антенны больших размеров эффектив­но работают в сантиметровом диапазоне. Антенна РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории может эффек­тивно работать на длинах волн не короче 4 мм. Антен­на Национальной радиоастрономической обсерватории США с диаметром 11 м, установленная на горе Китт-Пик, работает с предельной длиной волны 1,2 мм. Для уменьшения температурных деформаций зеркала антен­на этого радиотелескопа в нерабочем состоянии нахо­дится под куполом диаметром 30 м (во время измере­ний купол частично раскрывается).

Сферические антенны. На земном шаре существует всего несколько (радиоастрономических антенн, имею­щих сферическое зеркало. Эти антенны получили также название «земляные чаши», так как сферический отра­жатель в них находится на поверхности Земли, а сме­щение диаграммы направленности антенны производит­ся за счет перемещения облучателя. Самая большая антенна такого типа (с диаметром раскрыва 305 м) находится на о. Пуэрто-Рико в Южной Америке (об­серватория Аресибо).

Антенны со сферическими зеркалами менее эффек­тивно фокусируют электромагнитное излучение, чем па­раболические антенны, но обладают тем преимуществом, что могут осуществлять обзор (сканирование) не­ба в пределах большего телесного угла (без поворота самого зеркала, а только за счет смещения отражателя из фокуса зеркала). Так антенна в Аресибо позволяет смещать диаграмму направленности в пределах 20° от­носительно зенита в любом направлении. Ее зеркало состоит из металлических щитов, которыми выстлано дно потухшего вулкана. На трех гигантских опорах на­тянуты тросы, по которым движется специальная ка­ретка с установленными на ней облучателями и другой радиотехнической аппаратурой (см. первую страницу обложки). Антенна может эффективно работать до длины волны не короче 10 см (на этой волне ее диаграмма направленности имеет ширину 1,5′). Ан­тенна в Аресибо до реконструкции имела сферическую поверхность из металлической сетки и могла эффектив­но работать только в длинноволновом участке децимет­рового диапазона (лямбда>50 см). Аресибская антенна так­же используется в качестве антенны планетного радио­локатора, работающего на длине волны 12,5 см и име­ющего среднюю мощность 450 кВт.

В Бюраканской астрофизической обсерватории ра­ботает самая коротковолновая сферическая антенна с неподвижным зеркалом, диаметр которого равен 5 м. Антенна является прообразом будущей, проектируемой для Бюраканской обсерватории 200-метровой чаши, ко­торая по расчетам будет иметь предельную длину вол­ны 3 см.

Рупорные антенны. В отличие от зеркальных (сфе­рических и параболических) рупорные антенны состоят из одного облучателя. Радиоастрономических антенн такого типа «а Земле немного. Благодаря тому что их характеристики можно точно рассчитать, эти антенны используются для прецизионных измерений потоков радиоизлучения некоторых источников, которые радио­астрономами принимаются за эталонные. С помощью рупорной антенны был точно измерен поток радиоизлу­чения источника Кассиопея А и открыто реликтовое ра­диоизлучение. Туманность Кассиопея А является одним из самых мощных источников радиоизлучения и широко используется радиоастрономами для калибровок антенн в качестве эталонного источника.

Перископические антенны. В радиоастрономии на­шли широкое применение и перископические антенны, преимуществом которых является то, что при относи­тельно больших размерах они обладают довольно хо­рошей эффективностью. Антенны подобного типа состо­ят из трех элементов: плоского зеркала, которое пово­рачивается по углу места; фокусирующего главного зер­кала (в виде сферического или параболического ци­линдра) и облучателя.

Сферическое или ‘параболическое зеркало фокуси­рует поток радиоизлучения в горизонтальной и верти­кальной плоскостях. Так как линейные размеры таких антенн в горизонтальном направлении существенно больше, чем в вертикальном, то и ширина диаграммы направленности антенн в горизонтальной плоскости су­щественно меньше ширины диаграммы, чем в верти­кальной плоскости. Самая коротковолновая перископи­ческая антенна сооружена в обсерватории Горьковского радиофизического института. Она эффективно работает до длин волн 1 мм. На длине волны 4 мм ширина диаграммы направленности этой антенны составляет 45″ в горизонтальной плоскости и 8’ в вертикальной плоскости.

Антенны переменного профиля. Вблизи станицы Зе­ленчукской Ставропольского края начал работать ра­диотелескоп РАТАН-600 (рис. 8). Схема его антенной системы напоминает схему перископической антенны. Однако в отличие от последней главное зеркало этой антенны в вертикальной плоскости плоское. Несмотря на гигантские размеры (диаметр главного зеркала 588 м), эта антенна может эффективно работать до длины волны 8 мм.

Рассмотрим теперь различные типы рефракторных антенн, которые эффективно используются «а метро­вых волнах.

Синфазные антенны. Эти антенны состоят из отдель­ных полуволновых облучателей (диполей), которые со­ставляют полотно, имеющее п облучателей в одном на­правлении и m облучателей в ортогональном направле­нии. Расстояние между облучателем в обоих ортого­нальных направлениях равно половине длины волны. С помощью антенны подобного типа, состоящей из 64 диполей, была проведена первая радиолокация Лу­ны на длине волны 2,5 м.

В синфазных антеннах суммирование сигналов от отдельных облучателей производится в фидерном трак­те. Причем вначале суммируются сигналы от облуча­телей, расположенных в одном ряду, а затем уже про­изводится суммирование по этажам (или наоборот). Чем больше число облучателей в ряду, тем уже диаг­рамма направленности антенны в плоскости, проходя­щей вдоль ряда этих диполей. Синфазные антенны узкополосны, т. е. практически они могут работать только на одной длине волны.

Антенна Центра дальней космической связи СССР, состоящая из 8 параболических антенн, расположенных по 4 в ряд (рис. 9), имеет почти в 8 раз больший ко­эффициент усиления, чем коэффициент усиления от­дельной параболической антенны. Эта сложная антен­на построена по принципу синфазной антенной ре­шетки.

Крестообразные антенны. Дальнейшим развитием антенн подобного типа явились крестообразные антен­ны. В них используется не пХт облучателей, как в синфазных антеннах, а п + т облучателей. В этих ан­теннах п облучателей располагается в одном направле­нии, а т облучателей в направлении, перпендикуляр­ном к нему. Путем соответствующего фазирования по высокой частоте такая антенна имеет диаграмму на­правленности (в вышеуказанных плоскостях), подоб­ную диаграмме антенны, состоящей из пХт облучате­лей. Однако коэффициент усиления такой крестообраз­ной антенны меньше, чем у соответствующих синфаз­ных антенн (состоящих из пХт облучателей). Часто такие антенны называют антеннами с незаполненной апертурой (раскрывом). (В синфазных антеннах, или антеннах с заполненной апертурой (пХт облучателей), для изменения направления диаграммы направленно­сти в пространстве необходимо поворачивать плоскость расположения облучателей путем поворота подвижно­го основания.)

В фазируемых решетках и антеннах с незаполнен­ной апертурой обычно изменение направления диаграм­мы направленности в одной из плоскостей осуществ­ляется за счет изменения фазовых соотношений в фи­дерном тракте, а в другой плоскости - за счет меха­нического поворота антенной системы.

Крупнейшей антенной крестообразного типа в де­каметровом диапазоне является антенна радиотелеско­па УТР-2 Харьковского института радиотехники и элек­троники (рис. 10). Эта антенная система состоит из 2040 широкополосных неподвижных облучателей, рас­положенных параллельно земной поверхности и обра­зующих два плеча - «север-юг» и «запад-восток».

Интерферометры. Особое место среди антенных си­стем занимают антенные интерферометры. Простейший радиоинтерферометр состоит из двух антенн, соединен­ных высокочастотным кабелем; сигналы от них сумми­руются и поступают на приемное устройство. Как и в оптическом интерферометре, разность фаз принятых сигналов определяется разностью хода лучей, которая зависит от расстояния между антеннами и направления прихода радиосигналов (рис. 11).

Из-за движения источника радиоизлучения по не­бесной сфере как раз и происходит изменение разности фаз сигналов, принятых антеннами радиоинтерферомет­ра. Это приводит к появлению максимумов и миниму­мов интерференционных сигналов. Перемещение источ­ника радиоизлучения на некоторый угол, при котором максимум интерференционного сигнала в радиоинтер­ферометре сменит минимум, эквивалентен ширине его диаграммы направленности. Однако в отличие от оди­ночных антенн радиоинтерферометр имеет многолепест­ковую диаграмму направленности в плоскости, прохо­дящей вдоль базы интерферометра. Ширина интерфе­ренционного лепестка тем уже, чем больше расстояние (база) между антеннами. (В плоскости, ортогональной базе интерферометра, диаграмма направленности опре­деляется размерами одиночной антенны этого интерфе­рометра.)

В настоящее время создание высокостабильных ге­нераторов частоты позволило реализовать радиоинтер­ферометрию с независимым приемом. В этой системе высокочастотные сигналы принимаются каждой из двух антенн и независимо друг от друга преобразуются в более низкие частоты с помощью сигналов от высоко­стабильных атомных стандартов частоты.

Интерферометры с независимым приемом в настоя­щее время работают с базами, превышающими размер континента и достигающими 10 000 км. Угловое раз­решение таких интерферометров достигло нескольких десятитысячных долей секунды дуги.

Приемники. Одной из основных характеристик ра­диотелескопа и планетного радиолокатора является чувствительность - минимальная мощность принятого сигнала, которую может зарегистрировать радиотеле­скоп или радиолокатор. Чувствительность зависит от параметров приемного устройства, параметров антенн и характеристик окружающего антенну пространства. В радиоастрономии принимаются настолько слабые сигналы радиоизлучения, что для того чтобы зарегистрировать эти сигналы, их приходится усиливать во много раз; при этом и полезные сигналы и помехи име­ют шумовой характер. Это осложняет их разделение в приемном устройстве.

Приемные устройства радиотелескопов - радиомет­ры, имея высокую чувствительность, также обладают высокой стабильностью своих характеристик. Так как чувствительность приемника главным образом опреде­ляется характеристика-ми его высокочастотной части, то поэтому входным узлам радиометра уделяют повышен­ное внимание. Для снижения уровня шумов приемника в его входных устройствах используются «малошумя-щие» высокочастотные усилители на лампах бегущей волны или туннельных диодах, а также применяются параметрические или квантовые парамагнитные усили­тели. Для получения еще более высокой чувствительно­сти приемника его высокочастотные узлы охлаждают до сверхнизких температур (в качестве хладоагентов используют жидкий азот или жидкий гелий). Система охлаждения, использующая жидкий гелий, позволяет получить температуру высокочастотных узлов прием­ника 5-10° К..

Радиоастрономические приемники для обеспечения высокой чувствительности должны иметь полосы про­пускания в сотни мегагерц или даже несколько тысяч мегагерц. Однако приемники со столь широкими поло­сами пригодны не для всех исследований. Так, измере­ние в радиодиапазоне спектров поглощения некоторых газов, находящихся в атмосферах Земли и планет (во­дяного пара, кислорода, озона и т. д.), требует мак­симальных полос пропускания порядка 50 МГц. Чувст­вительность такого приемника будет относительно не­высокой. Поэтому в таких измерениях необходимую чувствительность получают за счет увеличения времени накопления сигнала на выходе радиометра.

Допустимое время накопления сигнала определяет­ся схемой измерения и временем наличия сигналов ра­диоизлучения исследуемого небесного тела в поле зре­ния антенны радиотелескопа. При малых временах на­копления (интегрирования), исчисляемых секундами или десятками секунд, оно обычно осуществляется на элементах выходных фильтров радиометра. При боль­ших временах накопления функции интегратора выпол­няет ЭВМ.

Все вышеописанные методы позволяют понизить уровень собственных шумов в сотни и тысячи раз. При этом радиометр может измерять интенсивность радио­излучения, соответствующую шумовой температуре 0,003-0,01°К (при времени накопления 1 с). Однако собственными шумами обладает не только приемное устройство, но и антенно-фидерная система, шумы ко­торой зависят от многих параметров: температуры, ко­эффициента полезного действия антенны, потерь элек­тромагнитной энергии в фидерном тракте и т. д.

В радиоастрономии интенсивность шумовых сигна­лов принято характеризовать шумовой температурой. Этот параметр определяется мощностью шумов в поло­се пропускания, равной 1 Гц. Чем выше к. п. д. антенны, тем ниже ее шумовая температура, а следовательно, тем выше может быть получена чувствительность ра­диотелескопа.

Помехи радиоприему. Повышение чувствительности радиотелескопов ограничивается внешними помехами естественного происхождения. Искусственные помехи в значительной степени уменьшены за счет выбора спе­циально для радиоастрономических исследований ча­стотных диапазонов, в которых запрещена работа на­земных и космических радиостанций и радиосистем лю­бого назначения. Для уменьшения влияния индустри­альных помех радиотелескопы располагают вдали от промышленных центров, преимущественно в котлова­нах гор, так как последние хорошо экранируют радио­телескопы от наземных индустриальных помех.

Естественными помехами являются радиоизлучения земной поверхности и атмосферы, а также самого кос­мического пространства. Для снижения влияния фоно­вого радиоизлучения Земли на показания радиометра антенну радиотелескопа конструируют таким образом, чтобы ее диаграмма направленности в направлении к поверхности Земли имела значительное ослабление по сравнению с направлением на исследуемое небесное тело.

Благодаря наличию в земной атмосфере газов, име­ющих линии молекулярного поглощения в радиодиапа­зоне (кислород, водяной пар, озон, угарный газ и т. д.), атмосфера излучает шумовые сигналы в миллиметро­вом и сантиметровом диапазонах и также ослабляет в этих диапазонах принимаемое радиоизлучение небесных тел. Интенсивность радиоизлучения атмосферы су­щественно зависит от длины волны - сильно возраста­ет с уменьшением длины волны. Радиоизлучение атмос­феры особенно сильно вблизи резонансных линий упо­мянутых газов (наиболее интенсивными линиями яв­ляются линии кислорода и водяного пара вблизи длин волн 1,63; 2,5; 5 и 13,5 мм).

Для уменьшения влияния атмосферы радиоастроно­мы выбирают для наблюдений небесных тел участки радиодиапазона вдали от резонансных линий. Эти уча­стки, в которых атмосферные шумы минимальны, по­лучили название «окон прозрачности» атмосферы. В миллиметровом диапазоне такими «окнами» являют­ся участки вблизи длин волн 1,2; 2,1; 3,2 и 8,6 мм. Чем в более коротковолновом диапазоне находится «окно прозрачности», тем большее в нем ослабление радио­сигнала от исследуемого источника и выше уровень шумов атмосферы. (Радиоизлучение атмосферы сильно возрастает с ростом влажности. Основная масса водя­ного пара находится в приземном слое атмосферы на высотах до 2-3 км.)

Для уменьшения влияния атмосферы на радиоаст­рономические измерения радиотелескопы стараются размещать в районах с очень сухим климатом и на больших высотах над уровнем моря. Таким образом, требования к размещению радиотелескопов во многом оказываются схожими с требованиями размещения оп­тических телескопов. Поэтому часто в высокогорных обсерваториях вместе с радиотелескопами размещают­ся и оптические телескопы.

На результаты наблюдения космического радиоиз­лучения оказывает также влияние влага, сконцентри­рованная в облаках и выпадающая в виде осадков. Шумы атмосферы за счет этих компонент существенно возрастают с уменьшением длины волны (на волнах короче 3-5 см). Поэтому радиоастрономы стараются провести измерения в безоблачную погоду.

Кроме радиоизлучения атмосферы и поверхности Земли, фактором, ограничивающим чувствительность радиотелескопа, является космическое излучение Га­лактики и Метагалактики. В дециметровом, сантимет­ровом и миллиметровом диапазонах длин волн Мета­галактика излучает подобно абсолютно черному телу, нагретому до температуры 2,7° К. Это излучение распределено в пространстве изотропно. Интенсивность же из­лучения межзвездной среды в Галактике зависит от на­правления наблюдения (особенно велика интенсивность излучения в направлении Млечного Пути). Излучение галактического происхождения возрастает также с уве­личением длины волны на волнах более 30 см. Поэто­му наблюдение радиоизлучения небесных тел на вол­нах длиннее 50 см является весьма сложной задачей, которая усугубляется также возрастающим влиянием земной ионосферы на волнах метрового диапазона.

Передатчики. Для измерений характеристик отра­жения планет средняя мощность передатчиков планет­ных радиолокаторов должна составлять сотни киловатт. В настоящее время создано всего несколько таких ра­диолокаторов.

Передатчики планетных радиолокаторов работают либо без модуляции, либо попользуют какой-либо вид модуляции. Выбор режима излучения передатчика за­висит от задач исследований. Так, измерение эффектив­ной площади рассеяния и «доплеровокого» спектра сиг­нала, отраженного от планеты, не требует модуляции и обычно проводится при монохроматическом излучае­мом сигнале. В то же время измерение дальности до планеты и радиолокационное картографирование тре­буют модулированного сигнала.

Импульсная модуляция передатчика (применяемая при исследовании Луны) не может обеспечить большую среднюю мощность излучения, и поэтому она практи­чески не используется при планетных исследованиях. Методы частотной и фазовой модуляции применяются почти во всех передатчиках крупнейших планетных радиолокаторов. Так, планетный радиолокатор центра дальней космической связи СССР для измерения даль­ности использует метод линейной частотной модуляции, а планетный радиолокатор Массачусетского технологи­ческого института - метод «псевдошумовой фазовой ма­нипуляции».

Передатчики планетных радиолокаторов должны иметь весьма высокую стабильность частоты излучения (относительная нестабильность передатчика должна быть порядка 10 -9). Поэтому они строятся по схеме: стабилизированный маломощный генератор + усилитель мощности.

Основные характеристики передатчиков, используе­мых в зарубежных планетных радиолокаторах, а также отдельные характеристики этих радиолокаторов приве­дены в табл. 3 (см. с. 38).

Устройства наведения антенн и обработки принятых сигналов. Современный радиотелескоп немыслим без ЭВМ. Обычно в нем применяются даже две ЭВМ. Од­на из них работает в контуре наведения и сопровожде­ния исследуемого источника излучения. Она выраба­тывает сигналы, пропорциональные текущему азимуту и углу места источника, которые затем поступают в блоки управления приводами антенны. Эта же ЭВМ также контролирует правильность исполнения привода­ми антенн управляющих команд., анализируя сигналы с датчиков углов поворота этих приводов.

Антенные системы радиотелескопов могут изменять положение диаграммы направленности как в одной, так и в двух плоскостях. Обычно изменение положения диаграммы направленности антенн производится пу­тем механического перемещения антенны или облуча­теля в соответствующей плоскости. (Исключение со­ставляют антенны типа фазируемых решеток, в кото­рых изменение направления приема радиоизлучения осуществляется путем изменения фазовых соотношений в фидерном тракте.)

Антенны с одной степенью свободы обычно устанав­ливаются вдоль меридиана и изменяют свое положение по углу места, а измерение радиоизлучения источника производится во время прохождения его через геогра­фический меридиан, на котором расположен радиотеле­скоп. По такому принципу работает большое количест­во радиотелескопов. Полноповоротными антеннами обычно являются антенны зеркального типа.

Кроме обычно принятой азимуто-угломестной систе­мы наведения, в некоторых радиотелескопах использует­ся экваториальная система, в которой антенна радио­телескопа может поворачиваться относительно оси, па­раллельной оси вращения Земли (вдоль параллели), а также и в ортогональной плоскости. Такая система наведения антенны требует более простых алгоритмор для управления положением диаграммы направленно­сти в пространстве.

Системы управления антенной, кроме наведения и сопровождения выбранного источника, позволяют про­водить обзор (сканирование) неба в некоторой окрест­ности вокруг источника. Такой режим используется при измерении распределения интенсивности радиоизлуче­ния по диску планеты.

Вторая ЭВМ на современных радиотелескопах ис­пользуется для первичной обработки результатов изме­рений. Входным сигналом для этой ЭВМ являются те­кущие координаты и значения напряжений на выходе радиометра, пропорциональные интенсивности радиоиз­лучения исследуемого и калибровочных источников. По этим данным ЭВМ рассчитывает распределение ин­тенсивности радиоизлучения в зависимости от коорди­нат, т. е. строит карту радиояркостных температур ис­следуемого источника.

Для калибровки интенсивности принятых сигналов используется сопоставление радиоизлучения от иссле­дуемого источника с некоторыми эталонами, которые могут быть как первичными, так и вторичными. Метод первичного эталонирования, так называемый метод «искусственной луны», был разработан советским уче­ным В. С. Троицким. В данном методе измерения пер­вичным эталоном является радиоизлучение поглощаю­щего диска, установленного перед антенной радиотеле­скопа. С помощью метода «искусственной луны» в Горь­ковском радиофизическом институте был проведен большой цикл прецизионных измерений радиоизлуче­ния Луны и других источников.

В качестве вторичных эталонов обычно используют­ся сигналы радиоизлучения некоторых дискретных источников (например, радиоисточников в созвездиях Кассиопея, Лебедь, Дева, Телец, а также некоторых квазаров). Иногда в качестве вторичного эталона ис­пользуется радиоизлучение Юпитера.

) и исследования их характеристик, таких как: координаты, пространственная структура, интенсивность излучения, спектр и поляризация.

Радиотелескоп занимает начальное, по диапазону частот, положение среди астрономических инструментов для исследования электромагнитного излучения - более высокочастотными являются теплового, видимого, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма излучения.

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

Устройство

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

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

Для калибровки полученных измерений (приведения их к абсолютным значениям плотности потока излучения) ко входу радиометра вместо антенны подключается генератор шума известной мощности.

В зависимости от конструкции антенны и методики наблюдений, радиотелескоп может либо заранее наводиться на заданную точку небесной сферы (через которую вследствие суточного вращения пройдёт наблюдаемый объект), либо работать в режиме слежения за объектом.

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

Принцип работы

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

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

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

где - мощность собственных шумов радиотелескопа, - эффективная площадь антенны, - полоса частот и - время накопления сигнала. Для повышения чувствительности радиотелескопов увеличивают их собирающую поверхность и применяют малошумящие приёмники и усилители на основе мазеров, параметрических усилителей и т. д.

Радиоинтерферометры

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

Первые радиотелескопы

Начало - Карл Янский

Копия радиотелескопа Янского

История радиотелескопов берёт своё начало в 1931 году, с экспериментов Карла Янского на полигоне фирмы Bell Telephone Labs. Для исследования направления прихода грозовых помех он построил вертикально поляризованную однонаправленную антенну типа полотна Брюса. Размеры конструкции составляли 30.5 м в длину и 3.7 м в высоту. Работа велась на волне 14.6 м (20.5 МГц). Антенна была соединена с чувствительным приёмником, на выходе которого стоял самописец с большой постоянной времени.

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

В декабре 1932 г. Янский уже сообщал о первых результатах, полученных на своей установке. В статье сообщалось об обнаружении «… постоянного шипения неизвестного происхождения» , которое «… трудно отличить от шипения, вызываемого шумами самой аппаратуры. Направление прихода шипящих помех меняется постепенно в течение дня, делая полный оборот за 24 часа» . В двух своих следующих работах, в октябре 1933 года и октябре 1935 года, Карл Янский постепенно приходит к заключению, что источником его новых помех является центральная область нашей галактики. Причём наибольший отклик получается, когда антенна направлена на центр Млечного Пути.

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

Второе рождение - Гроут Ребер

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

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

Радиокарта небосвода, полученная Гроутом Ребером в 1944 г.

Совершенствуя свою аппаратуру, Ребер предпринял систематический обзор неба и в 1944 году опубликовал первые радиокарты небосвода на волне 1,87 м. На картах отчётливо видны центральные области Млечного Пути и яркие радиоисточники в созвездии Стрельца, Лебедь A, Кассиопея A, и Кормы. Карты Ребера достаточно хороши даже по сравнению с современными картами, метровых длин волн.

После Второй мировой войны были сделаны существенные технологические улучшения в области радиоастрономии учёными в Европе, Австралии и США. Таким образом начался расцвет радиоастрономии, который привёл к освоению миллиметровых и субмиллиметровых длин волн, позволяющих достичь значительно больших разрешений.

Классификация радиотелескопов

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

Антенны с заполненной апертурой

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

Параболоиды вращения

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

Параболические цилиндры

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

Ход лучей в телескопе Нансэ

Антенны с плоскими отражателями

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

Земляные чаши

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

Антенные решётки (синфазные антенны)

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

Антенны с незаполненной апертурой

Наиболее важными для целей астрономии являются две характеристики радиотелескопов: разрешающая способность и чувствительность. При этом чувствительность пропорциональна площади антенны, а разрешение - максимальному размеру. Таким образом, самые распространенные круглые антенны дают наихудшее разрешение при той же эффективной площади. Поэтому в радиоастрономии появились телескопы с малой площадью, но большой разрешающей способностью. Такие антенны получили название антенн с незаполненной апертурой , так как они имеют «дыры» в апертуре, превосходящие длину волны. Чтобы получить изображение с таких антенн, наблюдения нужно проводить в режиме синтеза апертур. Для апертурного синтеза достаточно двух синхронно работающих антенн, расположенных на некотором расстоянии, которое называют базой . Чтобы восстановить изображение источника, нужно промерить сигнал на всех возможных базах с некоторым шагом вплоть до максимальной.

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

Продолжаю рассказ о новогодней поездке в "страну телескопов", начатый (крупнейший в Евразии оптический телескоп с диаметром главного монолитного зеркала 6 м). На этот раз речь пойдет о двух его родственниках — радиотелескопах РАТАН-600 и РТФ-32. Первый занесен в Книгу Рекордов Гиннеса, а второй входит в единственный постоянно действующий в России радиоинтерферометрический комплекс "Квазар". Кстати, сейчас комплекс "Квазар" играет важную роль в работе системы ГЛОНАСС. Давайте обо всем подробнее и доступнее, по возможности!

А сейчас позанудствуем! :)

Для науки основными преимуществами телескопа является многочастотность (диапазон от 0,6 до 35 ГГц) и большое безаберрационное поле (что позволяет измерять почти мгновенно радиоспектры космических источников в широком диапазоне частот), высокая разрешающая способность и высокая чувствительность по яркостной температуре (которые позволяют проводить исследования протяженных структур, таких как флуктуации микроволнового фонового излучения на малых угловых масштабах, недостижимых даже на специализированных космических аппаратах и наземных инструментах).

Телескоп состоит из двух основных отражателей:

1. Круговой отражатель (справа и вдоль всего снимка).
Это наиболее крупная часть радиотелескопа, она состоит из 895 прямоугольных отражающих элементов размером 11,4 на 2 метра, расположенных по кругу с диаметром 576 метров. Они могут перемещаться по трём степеням свободы. Круговой отражатель разделён на 4 независимых сектора, названных по частям света: север, юг, запад, восток. Общая площадь 12"000м². Отражающие элементы каждого сектора выставляются по параболе, образуя отражающую и фокусирующую полосу антенны. В фокусе такой полосы располагается специальный облучатель.

2. Плоский отражатель (слева).
Плоский отражатель состоит из 124 плоских элементов высотой 8,5 метра и общей длинной 400 метров. Элементы могут вращаться относительно горизонтальной оси, расположенной вблизи уровня земли. Для проведения некоторых измерений отражатель может быть убран совмещением его поверхности с плоскостью земли. Отражатель используется как перископическое зеркало. При работе поток радиоизлучения, попавший на плоский отражатель, направляется в сторону южного сектора кругового отражателя. Отразившись от кругового отражателя, радиоволна фокусируется на облучателе, который устанавливается на кольцевых рельсах. Установкой облучателя в заданную позицию и перестройкой зеркала можно направлять радиотелескоп в заданную точку неба. Также возможен режим слежения за источником, при этом облучатель непрерывно движется, а также перестраивается зеркало.

12. Вид на плоский отражатель с обратной стороны. Видны механизмы, приводящие пластины в движение.

13. На радиотелескопе имеется пять приёмных кабин-облучателей, установленных на железнодорожных платформах с радиоприемной аппаратурой и наблюдателями. Одни напоминают бронепоезд, другие инопланетные корабли. На фото мы видим две такие кабины. По задумке, платформы могут перемещаться по одному из 12 радиальных путей, что обеспечивает набор фиксированных азимутов с шагом 30°. Перестановка облучателей между путями должна была осуществляется с помощью центрального поворотного круга (в центре фото)... Так было задумано, но потом от этого отказались (и так хватает) и поворотный круг не используется, а часть рельсов демонтирована.

14. В конце 1985 года установлен дополнительный конический отражатель-облучатель. Основу составляет коническое вторичное зеркало, под которым расположен облучатель. Он позволяет принимать излучение со всего кругового отражателя, при этом реализуется максимальная разрешающая способность радиотелескопа. Однако в таком режиме можно наблюдать только радиоисточники, направление на которые отклоняется от зенита не более ±5 градусов. Этот облучатель чаще всего фигурирует на иллюстрациях, связанных с телескопом, наверное из-за своего инопланетного вида:)

15. А еще с верхней площадки этого облучателя хорошо снимать общий радиотелескопа. Ну и вообще радует, что есть возможность полазать:) На РТФ-32 такой возможности не было.

Кстати, был курьез, приведший к образованию устойчивой местной "городской легенды". Когда проводились первые наблюдения на РАТАНе, во избежание помех от автотранспорта останавливалось движение по станице Зеленчукской вблизи РАТАНа. Закрытость телескопа и отсутствие достаточной информации об этом близком к станице и впечатляющем своими размерами сооружении породило разнообразные мифы среди местного населения - о том, что РАТАН якобы "облучает". Возможно, этому слуху способствовало еще и названием "облучатели" - хотя на самом деле они абсолютно ничего не излучают, а лишь принимают сигнал.

16. Кабина №1 на позиции, через несколько минут начнутся наблюдения, а пока нас приглашают зайти внутрь этого "бронепоезда".

14. Наш экскурсовод и рабочее место наблюдателя.

Какие же задачи ставятся перед РАТАНом?
- обнаружение большого числа космических источников радиоизлучения, отождествление их с космическими объектами;
- изучение радиоизлучения звезд;
- изучение квазаров и радиогалактик;
- исследование тел солнечной системы;
- исследования областей повышенного радиоизлучения на Солнце, их строения, магнитных полей;
- обнаружения искусственных сигналов внеземного происхождения (SETI);
- исследования реликтового излучения.

Телескоп исследует астрономические объекты во всем диапазоне расстояний во Вселенной: от самых близких - Солнца, солнечного ветра, планет и их спутников в Солнечной системе и до самых далеких звездных систем - радиогалактик, квазаров и космического микроволнового фона. На радиотелескопе выполняется свыше 20 научных программ как отечественных, так и иностранных заявителей.
По проекту "Генетический код Вселенной" на РАТАН-600 исследуются все компоненты фонового излучения на всех угловых масштабах. Ежедневные наблюдения Солнца на радиотелескопе дают уникальную, дополняемую другими инструментами, информацию о свойствах солнечной плазмы в диапазоне высот от хромосферы до нижней короны, то есть тех областей атмосферы Солнца, где зарождаются мощные солнечные вспышки. Эта информация позволяет прогнозировать вспышки солнечной активности, влияющие на самочувствие людей и на работу энергосистем на планете. В настоящее время архив наблюдательных данных РАТАН-600 содержит более полумиллиона записей радиообъектов.

15. А так выглядят радиометры, измерительная и фиксирующая аппаратура. Что-то осталось со времен первых наблюдений, а что-то уже заменено на современное оборудование. Одно можно сказать - радиотелескоп живет и развивается, являясь еще и опытной площадкой для инженеров.

16. На этом завершилась наша экскурсия на РАТАН-600: радиотелескоп загружен наблюдениями и отвлекать работающих там людей нельзя.

Итак, РАТАН-600 до сих пор является крупнейшим в мире рефлекторным зеркалом и основным радиотелескопом России, работающим в центральном "окне прозрачности" земной атмосферы в диапазоне длин волн 1-50 см. Ни один другой радиотелескоп в мире не имеет подобного частотного перекрытия с возможностью проведения одновременных наблюдений на всех частотах. Благодаря ему и БТА по соседству астрономы всего мира знают названия станицы Зеленчукской и Карачаево-Черкесской республики.

17. Сфотографировался на вершине "НЛО", на память:)

P.S. Надеюсь, я вас не сильно утомил техническими деталями?

→

Радиотелескоп является разновидностью телескопа и применяется для исследования электромагнитного излучения объектов. Он позволяет изучать электромагнитное излучение астрономических объектов в диапазоне несущих частот от десятков МГц до десятков ГГц. С помощью радиотелескопа ученые могут принять собственное радиоизлучения объекта и, основываясь на полученных данных, исследовать его характеристики, такие как: координаты источников, пространственная структура, интенсивность излучения, а также спектр и поляризация.

Впервые радиокосмическое излучение было обнаружено в 1931 году Карлом Янским, американским радиоинженером. Изучая атмосферные радиопомехи, Янский обнаружил постоянный радиошум. На тот момент ученый точно не мог объяснить его происхождение и отождествил его источник с Млечным путем, а именно с его центральной частью, где находится центр галактики. Только в начале 1940-х работы Янского были продолжены и поспособствовали в дальнейшем развитию радиоастрономии.

Радиотелескоп состоит из антенной системы, радиометра и регистрирующей аппаратуры. Радиометр – это приемное устройство, с помощью которого измеряют мощность излучения малой интенсивности в диапазоне радиоволн (длины волн от 0,1 мм до 1000 м). Другими словами радиотелескоп занимает наиболее низкочастотное положение по сравнению с другими приборами, с помощью которых исследуется электромагнитное излучение (например, инфракрасный телескоп, рентгеновский телескоп и т. д.).

Антенна представляет собой устройство для сбора радиоизлучения небесных объектов. Соновными характеристиками любой антенны являются: чувствительность (то есть минимально возможный сигнал для обнаружения), а также угловое разрешение (то есть способность разделить излучения от нескольких радиоисточников, которые расположены близко друг к другу).

Очень важно, чтобы радиотелескоп обладал высокой чувствительностью и хорошей разрешающей способностью, так как именно это дает возможность наблюдать меньшие пространственные детали исследуемых объектов. Минимальная плотность потока DР, которая регистрируется, определяется соотношением:
DP=P/(S \sqrt(Dft))
где Р - мощность собственных шумов радиотелескопа, S - эффективная площадь антенны, Df - полоса частот, которые принимаются, t - время накопления сигнала.

Антенны, используемые в радиотелескопах, можно разделить на несколько основных типов (классификация производится в зависимости от диапазона длин волн и назначения):
Антенны полной апертуры: параболические антенны (используются для наблюдения на коротких волнах; установлены на поворотных устройствах), радиотелескоп со сферическими зеркалами (диапазон волн до 3-см, неподвижная антенна; перемещение в пространстве луча антенны осуществляется облучением разных частей зеркала), радиотелескоп Крауса (длина волн 10 см; неподвижное вертикально расположенное сферическое зеркало, на которое направлено излучение источника с помощью плоского зеркала, установленного под определенным углом), перископические антенны (небольшие размеры по вертикали и большие в горизонтальном направлении);
Антенны с незаполненной апертурой (два типа в зависимости от способа воспроизведения изображения: последовательный синтез, апертурный синтез – см. ниже). Простейший инструмент данного типа – простой радиоинтерферометр (связанные между собой системы из двух радиотелескопов для одновременного наблюдения за радиоисточником: обладает большей разрешающей способностью, пример: Интерферометр с апертурным синтезом в Кембридже, Англия, длина волны 21 см). Другие типы антенн: крест (крест Миллса с последовательным синтезом в Молонго, Австралия, длина волны 73,5 см), кольцо (инструмент типа последовательного синтеза в Калгуре, Австралия, длина волны 375 см), составной интерферометр (интерферометр с апертурным синтезом во Флерсе, Австралия, длина волны 21).

Самыми точными в работе являются полноповоротные параболические антенны. В случае их применения чувствительность телескопа усиливается за счет того, что такую антенну можно направить в любую точку неба, накапливая сигнал от радиоисточника. Подобный телескоп выделяет сигналы космических источников на фоне разнообразных шумов. Зеркало отражает радиоволны, которые фокусируются и улавливаются облучателем. Облучатель представляет из себя полуволновое диполе, принимающее излучение заданной длины волны. Основная проблема использования радиотелескопов с параболическими зеркалами состоит в том, что при повороте зеркало деформируется под действием сил тяжести. Именно из-за этого в случае увеличения диаметра свыше примерно 150 м увеличиваются отклонения при измерениях. Тем не менее, существуют очень крупные радиотелескопы, которые успешно работают много лет.

Иногда, для более успешных наблюдений, используют несколько радиотелескопов, установленных на определенном расстоянии друг от друга. Такая система называется радиоинтерферометром (см. выше). Принцип его действия состоит в измерении и записи колебаний электромагнитного поля, которые порождаются отдельными лучами на поверхности зеркала или другой точке, через которую проходит тот же луч. После этого записи складываются с учетом фазового сдвига.

Если решетку антенн сделать не сплошной, а разнесенной на достаточно большое расстояние, то получится зеркало большого диаметра. Такая система работает по принципу «синтеза апертуры». В этом случае разрешение определяется расстоянием между антеннами, а не их диаметром. Таким образом, данная система позволяет не строить огромные антенны, а обойтись, как минимум, тремя, расположенными с определенными промежутками. Одной из самых известных систем подобного рода является VLA (Very Large Array). Этот массив расположен в США, штате Нью-Мексико. «Очень большая решетка» была создана в 1981 году. Система состоит из 27 полноповоротных параболических антенн, которые расположены вдоль двух линий, образующих букву “V”. Диаметр каждой антенны достигает 25 метров. Каждая антенна может занимать одну из 72 позиций, передвигаясь по рельсовым путям. VLA по чувствительности соответствует антенне диаметром 136 километров и по угловому разрешению превосходит лучшие оптические системы. Неслучайно именно VLA использовалась при поиске воды на Меркурии, радио-корон вокруг звезд и других явлений.

По своей конструкции радиотелескопы чаще всего открыты. Хотя в некоторых случаях для того, чтобы защитить зеркало от погодных явлений (температурных изменений и ветровых нагрузок), телескоп помещают внутрь купола: сплошного (Хайстекская обсерватория, 37-м радиотелескоп) или с раздвижным окном (11-м радиотелескоп на Китт-Пик, США).

В настоящее время перспективы использования радиотелескопов заключаются в том, что они позволяют наладить связь между антеннами, находящимися в разных странах и даже на разных континентах. Подобные системы называются радиоинтерферометрами со сверхдлинной базой (РСДБ). Сеть из 18 телескопов была использована в 2004 году для наблюдения за посадкой аппарата «Гюйгенс» на Титан, спутник Сатурна. Ведется проектирование системы ALMA, состоящей из 64 антенн. Перспектива на будущее – запуск антенн интерферометра в космос.

На фото изображена Мерчисонская радиоастрономическая обсерватория, которая находится в Западной Австралии. Она включает в себя 36 комплексов с такими вот зеркальными антеннами, работающими в диапазоне 1.4 ГГц. Диаметр главного зеркала каждой антенны составляет 12 метров. Совместно эти антенны являются частью одного большого радиотелескопа Pathfinder. Это самый большой из всех существующих на сегодняшний день радиотелескопов.

Десятки зеркальных антенн используются для исследований и наблюдения за галактикой. Они способны заглянуть в такую даль, на которую не способен самый крупный в мире оптический телескоп Hubble. Совместно эти антенны работают как один большой интерферометр и образуют массив, способный собирать электромагнитные волны с самого края вселенной.

Сотни тысяч антенн по всему миру объединяются в один радиотелескоп Square Kilometre Array

Подобные радиотелескопы развернуты по всему земному шару, и многие из них к 2030 году планируется объединить в единую систему Square Kilometre Array (SKA) , имеющую общую площадь приема более одного квадратного километра, как вы наверняка догадались из названия. В него будет входить более двух тысяч антенных систем, расположенных в Африке и полмиллиона комплексов из Западной Австралии. В проекте SKA принимает участие 10 стран: Австралия, Канада, Китай, Индия, Италия, Нидерланды, Новая Зеландия, Южная Африка, Швеция и Соединенное Королевство:

Никто и никогда не строил ничего подобного. Система радиотелескопов SKA позволит решить самые насущные загадки вселенной. Он сможет измерить огромное количество пульсаров, звездных осколков и других космических тел, излучающих электромагнитные волны вдоль своих магнитных полюсов. Наблюдая за подобными объектами вблизи черных дыр, смогут быть открыты новые физические законы и, возможно, будет разработана единая теория квантовой механики и гравитации.

Строительство единой системы SKA начинается поэтапно с более мелких составных частей и Pathfinder в Австралии будет одной из таких частей. Кроме этого в настоящее время уже строится система SKA1, которая будет являться лишь малой частью будущей Square Kilometre Array, но при завершении строительства станет крупнейшим радиотелескопом в мире.

SKA1 будет включать в себя две части на разных континентах в Африке и Австралии

SKA1 будет состоять из двух частей: SKA1-mid в южной части Африки, и SKA1-low в Австралии. SKA1-mid изображена на рисунке ниже и будет включать в себя 197 зеркальных антенн диаметром от 13.5 до 15 метров каждая:

А система SKA1-low будет рассчитана на сбор низкочастотных радиоволн, которые появились в космосе миллиарды лет назад, когда объекты, подобные звездам, только начинали свое существование. Для приема этих радиоволн радиотелескоп SKA1-low не будет использовать зеркальные антенны. Вместо этого будет установлено множество более мелких турникетных антенн, предназначенных для сбора сигналов в широком диапазоне частоте, в том числе телевизионном и FM-диапазонах, которые совпадают с частотой излучения старейших источников во вселенной. Антенны SKA1-low работают в диапазоне от 50 до 350 МГц, их внешний вид изображен ниже:

К 2024 году руководители проекта SKA планируют установить более 131 000 подобных антенн, сгруппированных в кластеры и разбросанных по пустыне на десятки километров. В один кластер будет включено по 256 таких антенн, сигналы которых будут объединяться и передаваться через одну волоконно-оптическую линию связи. Низкочастотные антенны будут работать вместе, принимая излучение, возникшее во вселенной миллиарды лет назад. И тем самым, помогут понять физические процессы, происходящие в далеком прошлом.

Принцип работы радиотелескопов

Антенны, объединенные в один общий массив, работают по тому же принципу, что и оптический телескоп, вот только радиотелескоп фокусирует не оптическое излучение, а принимаемые радиоволны. Законы физики диктуют такие требования, что чем выше принимаемая длина волны, тем больше должен быть диаметр зеркальной антенны. Вот так, например, выглядит радиотелескоп без пространственного разнесения приемных антенных систем, - действующий пятисотметровый сферический радиотелескоп FAST в юго-западной провинции Гуйчжоу в Китае. Этот радиотелескоп в будущем также станет частью проекта Square Kilometre Array (SKA):

Но увеличивать диаметр зеркала до бесконечности не получится, а реализация интерферометра как на фото выше, не всегда и не везде возможна, поэтому приходится использовать большое количество территориально разнесенных антенн меньшего размера. Например, таким видом антенн для радиоастрономии являются Murchison Widefield Array (MWA). Антенны MWA работают в диапазоне от 80 до 300 МГц:

Антенны MWA также входят в состав системы SKA1-low в Австралии. Они также способны заглянуть в темный период ранней вселенной, называемой эпохой реионизации. Эта эпоха существовала 13 миллиардов лет назад (примерно через миллиард лет после Большого взрыва), когда только зарождающиеся звезды и другие объекты начали нагревать вселенную, заполненную атомами водорода. Примечательно то, что до сих пор можно обнаружить радиоволны, излучаемые этими нейтральными атомами водорода. Волны испускались с длиной волны 21 см, но к тому времени, как они достигли Земли, прошли миллиарды лет космической экспансии, растянувшие их еще на несколько метров.

Антенны MWA будут использоваться для того, чтобы обнаружить эхо дальнего прошлого. Астрономы надеются, что изучение этого электромагнитного излучения поможет глубже понять, как формировалась ранняя вселенная, и как структуры, подобные галактикам, формировались и изменялись в эту эпоху. Астрономы отмечают, что это одна из основных фаз во время эволюции Вселенной, которая совершенно нам неизвестна.

На изображении ниже секции с MWA-антеннами. Каждая секция содержим по 16 антенн, которые объединяются между собой в единую сеть с помощью оптоволокна:

Антенны MWA принимают радиоволны частями с разных направлений одновременно. Входящие сигналы усиливаются в центре каждой антенны с помощью пары малошумящих усилителей, а затем направляются в ближайший формирователь луча. Там волноводы различной длины придают сигналам антенны определенную задержку. При правильном выборе этой задержки формирователи луча "наклоняют" диаграмму направленности массива так, что радиоволны, поступающие с определенного участка неба, достигают антенну в одно и то же время, как если бы они принимались одной большой антенной.

Антенны MWA делятся на группы. Сигналы от каждой группы отправляются на один приемник, который распределяет сигналы между различными частотными каналами, а затем отправляет их в центральное здание обсерватории по оптоволокну. Там с помощью специализированных программных пакетов и блоков обработки графики данные коррелируются, перемножая сигналы от каждого приемника и интегрируя их по времени. Этот подход позволяет создать единый сильный сигнал, как будто он был принят одним большим радиотелескопом.

Подобно оптическому телескопу, дальность видимости такого виртуального радиотелескопа пропорциональна его физическому размеру. В частности, для виртуального телескопа, состоящего из набора зеркальных или фиксированных антенн, максимальное разрешение телескопа определяется его расстоянием между несколькими приемными частями. Чем больше это расстояние, тем точнее разрешение.

Сегодня астрономы используют это свойство для создания виртуальных телескопов, которые охватывают целые континенты, что позволяет увеличить разрешение телескопа настолько хорошо, чтобы разглядеть черные дыры в центре Млечного пути. Но размер радиотелескопа не является единственным требованием для получения детальной информации о далеком объекте. Качество разрешения зависит также от общего количества приемных антенн, частотного диапазона и расположения антенн относительно друг друга.

Данные, полученные с помощью MWA, отправляются через сотни километров в ближайший центр обработки данных с суперкомпьютером. MWA может отправлять более 25 терабайт данных в день и в ближайшие годы c выходом SKA1-low эта скорость станет еще выше. И 131 000 антенн в составе радиотелескопа SKA1-low, работая в одном общем массиве, будет собирать каждый день более терабайта данных.

А вот так решается проблема с электропитанием радиотелескопов. В Мерчисонской радиоастрономической обсерватории электропитание антенных комплексов обеспечивается за счет солнечных панелей емкостью в 1,6 мегаватт:

До недавнего времени антенны обсерватории работали на дизель-генераторах, а сейчас помимо солнечных панелей она имеет еще и огромное количество блоков литиево-ионных батарей, которые могут хранить 2,6 мегаватт-часов. Некоторые части антенного массива вскоре получат собственные солнечные панели.

В таких амбициозных проектах всегда довольно остро стоит вопрос финансирования. На данный момент бюджет строительства SKA1 в Южной Африке и Австралии составляет около 675 миллионов евро. Это сумма, установленная 10 странами-членами проекта: Австралией, Канадой, Китаем, Индией, Италией, Нидерландами, Новой Зеландией, Южной Африкой, Швецией и Соединенным Королевством. Но это финансирование не покрывает всю стоимость SKA1, на которые надеются астрономы. Поэтому обсерватория пытается привлечь больше стран к партнерству, которое могло бы увеличить финансирование.

Заключение

Радиотелескопы позволяют наблюдать за далекими космическими объектами: пульсарами, квазарами и др. Вот так, например, с помощью радиотелескопа FAST удалось обнаружить в 2016 году радиопульсар:

После обнаружения пульсара удалось установить, что пульсар в тысячу раз тяжелее Солнца и на земле один кубический сантиметр такого вещества весил бы несколько миллионов тонн. Сложно переоценить значимость информации, которую можно получить с помощью вот таких необычных радиотелескопов.