Kaasaegne raadioteleskoop on väga keeruline seade, mis koosneb peamiselt järgmistest põhielementidest: antenn, süsteem antenni vertikaal- ja horisontaaltasandil liigutamiseks, vastuvõtuseade, vastuvõetud signaali eeltöötlusseade ja antenni juhtimisseade. Planeediradaril on lisaks eelnimetatud elementidele ka saate- ja moduleerimisseade ning sünkroniseerimissüsteem.
Planeetide väljalülitatud saatjatega planetaarradareid kasutatakse tavaliselt raadioteleskoopidena, et jälgida planeetide ja teiste planeetide raadiokiirgust. taevakehad. Sel juhul lülitub radari vastuvõtuseade kas kitsariba vastuvõturežiimilt lairiba vastuvõturežiimile või paigaldatakse teleskoobile spetsiaalne raadioastronoomiline vastuvõtja - radiomeeter.
Vaatleme raadioteleskoopide ja planetaarradarite põhiseadmeid (joonis 5).
Antennid. Kaasaegse raadioteleskoobi ja planetaarradari üks keerukamaid seadmeid on antennisüsteem. Antenn kogub raadioenergiat taevasest allikast ja edastab selle vastuvõtvale seadmele. Mida suuremad on antenni lineaarsed mõõtmed, seda suur väärtus Raadioenergiat kogub antenn. Antenni lineaarsete mõõtmete suurenedes selle kiirgusmuster kitseneb, st nurk, mille piires antenn tõhusalt raadiokiirgust vastu võtab, väheneb. Ja seeläbi suureneb antenni nurkeraldusvõime ja selle võimendus suureneb. Seetõttu püüavad raadioastronoomid luua võimalikult suured antennid väikeste nurkmõõtmetega raadioallikate uurimiseks.
Raadioastronoomia antennid võib analoogselt optiliste teleskoopidega jagada kahte rühma – raadioreflektorid (üheantennid) ja raadiorefraktorid (mitmeelemendilised antennid). Raadioreflektorites kogutakse raadiokiirguse voogu ja fokusseeritakse "peegli" süsteemiga. Fokuseeritud signaal saabub toiteallikasse ja edastatakse vastuvõtvasse seadmesse antenni vastuvõtuseadmega ühendava toitetee kaudu. Raadiorefraktorites võtavad raadiokiirguse voo vastu üksikud antennid ja liidetakse seejärel toiteteel.
Raadioastronoomias kasutatakse järgmist tüüpi reflektorantenne: paraboolne, sfääriline, sarv-, periskoop-, muutuva profiiliga antenn. Refraktorantennid sisaldavad Erinevat tüüpi interferomeetrilised süsteemid, ühisrežiimi antennid, faasitud massiivid ja ristikujulised antennid. Mõnede Nõukogude ja välismaiste teleskoopide antennide peamised omadused on toodud tabelis. 2.
Paraboolantennid. Peegeldavate antennide seas on kõige laialdasemalt kasutatavad paraboolsed antennid. Nendel antennidel on optikas oma analoog - paraboolse reflektoriga prožektor, milles "punkt" allikast tulev valgus muundatakse paralleelseks kiireks. Paraboolantennis kulgeb protsess vastupidises suunas – paralleelne raadiokiirguse voog fokusseeritakse paraboloidi fookuses oleva peegli abil, kus see toide vastu võtab.
Raadioastronoomias kasutatavad paraboolantennid on muljetavaldava suurusega (joonis 6 ja 7). Maa suurimal täispöörleval paraboolraadioteleskoobil on 100 m läbimõõduga peegel, mille antenn pöörleb asimuutis 360° ja kõrguselt 90°. Antenni konstruktsiooni kaal on 3200 tonni.
Paraboolantennid saavad töötada ainult piiratud lainepikkuste vahemikus: paraboolpinda on täiesti võimatu luua, mille tagajärjel hakkavad paraboolantenni pinna ebatasasused väga lühikestel lainepikkustel töötamisel halvendama fookusvõimet. antenn. See omakorda toob kaasa antenni efektiivsuse halvenemise, st justkui vähendaks raadiokiirguse voogu koguva antenni avanemisala. Ja kuna lainepikkuse kasvades antenni kiirgusmuster laieneb ja teatud lainepikkusel ei ole seda antenni enam otstarbekas vaatlusteks kasutada (kuna see vähendab selle võimendust), kasutavad raadioastronoomid pikema lainega mõõtmiseks teist tüüpi antenne.
Kuid isegi identse konstruktsiooniga paraboolantennide puhul võib minimaalne lainepikkus, mille juures antenn endiselt tõhusalt töötab, olla erinev. See sõltub peegli pinna hoolikast valmistamisest ja peegli deformatsioonist selle orientatsiooni muutumisel ruumis, samuti soojus- ja tuulekoormuse mõjust. Näiteks Krimmi astrofüüsikalise observatooriumi antenni RT-22 22 m läbimõõduga peegel on oma disainilt täpsem kui Pushchino (NSVL Teaduste Akadeemia Füüsikaline Instituut) sarnaste mõõtmetega antenni peegel.
Millimeetrises lainepikkuste vahemikus töötavate paraboolantennide läbimõõt ei ületa 25 m. Suuremad antennid töötavad efektiivselt sentimeetrivahemikus. Krimmi astrofüüsikalise vaatluskeskuse antenn RT-22 suudab tõhusalt töötada lainepikkustel, mis ei ole lühemad kui 4 mm. Kitt Peaki riikliku raadioastronoomia vaatluskeskuse 11 m läbimõõduga antenn töötab maksimaalsel lainepikkusel 1,2 mm. Peegli temperatuurideformatsioonide vähendamiseks asub selle raadioteleskoobi antenn, kui see ei tööta, 30 m läbimõõduga kupli all (mõõtmise ajal on kuppel osaliselt avatud).
Sfäärilised antennid. Maakeral on ainult mõned raadioastronoomia antennid, millel on sfääriline peegel. Neid antenne nimetatakse ka "maakaussideks", kuna nendes olev sfääriline reflektor asub Maa pinnal ja antenni kiirgusmustrit nihutatakse etteande liigutamisega. Suurim seda tüüpi antenn (ava läbimõõduga 305 m) asub saarel. Puerto Rico Lõuna-Ameerikas (Arecibo observatoorium).
Sfääriliste peeglitega antennid fokusseerivad elektromagnetkiirgust vähem tõhusalt kui paraboolantennid, kuid nende eeliseks on see, et nad suudavad vaadelda (skaneerida) taevast suurema ruuminurga all (ilma peeglit ennast pööramata, vaid ainult nihutades peegeldit peegli fookusest ). Seega võimaldab Arecibo antenn nihutada kiirgusmustrit seniidi suhtes 20° piires igas suunas. Selle peegel koosneb metallist kilpidest, millega põhi on vooderdatud kustunud vulkaan. Kaablid on venitatud kolmele hiiglaslikule toele, mida mööda liigub spetsiaalne kelk kiiritajate ja sellele paigaldatud muu raadioseadmetega (vt kaane esimest lehekülge). Antenn töötab efektiivselt vähemalt 10 cm lainepikkuseni (selle laine puhul on selle kiirgusmuster 1,5′ lai). Arecibo antennil oli enne rekonstrueerimist sfääriline metallvõrgust pind ja see suutis tõhusalt töötada ainult detsimeetrivahemiku pika lainepikkuse piirkonnas (lambda> 50 cm). Aresibi antenni kasutatakse ka planetaarradari antennina, mis töötab lainepikkusel 12,5 cm ja mille keskmine võimsus on 450 kW.
Byurakani astrofüüsikalises observatooriumis töötab lühima lainepikkusega fikseeritud peegliga sfääriline antenn, mille läbimõõt on 5 m. Antenn on tulevase Byurakani observatooriumi jaoks mõeldud 200-meetrise kausi prototüüp, mis arvutuste kohaselt saab olema maksimaalne lainepikkus 3 cm.
Sarve antennid. Erinevalt peeglitest (sfäärilised ja paraboolsed) koosnevad sarveantennid ühest toitest. Seda tüüpi raadioastronoomiaantenne pole Maal palju. Kuna nende omadusi saab täpselt arvutada, kasutatakse neid antenne teatud allikatest pärinevate raadiokiirgusvoogude täppismõõtmiseks, mida raadioastronoomid aktsepteerivad etalonidena. Sarvantenni abil mõõdeti täpselt Cassiopeia A allika raadiokiirguse voogu ja avastati jääkraadiokiirgus. Cassiopeia A udukogu on üks võimsamaid raadiokiirguse allikaid ja raadioastronoomid kasutavad seda laialdaselt antennide kalibreerimiseks võrdlusallikana.
Periskoobi antennid. Raadioastronoomias kasutatakse laialdaselt ka periskoopilisi antenne, mille eeliseks on see, et vaatamata suhteliselt suurtele mõõtmetele on neil üsna hea kasutegur. Seda tüüpi antennid koosnevad kolmest elemendist: tasapinnaline peegel, mis pöörleb vastavalt tõusunurgale; fokusseeriv põhipeegel (sfäärilise või paraboolse silindri kujul) ja kiiritaja.
Sfääriline või "paraboolne peegel" fokuseerib raadiokiirguse voo horisontaal- ja vertikaaltasandil. Kuna selliste antennide lineaarsed mõõtmed horisontaalsuunas on oluliselt suuremad kui vertikaalsuunas, on antenni kiirgusmustri laius horisontaaltasandil oluliselt väiksem mustri laiusest kui vertikaaltasandil. Lühima lainepikkusega periskoobi antenn ehitati Gorki Radiofüüsika Instituudi observatooriumis. See töötab tõhusalt kuni 1 mm lainepikkuseni. Lainepikkusel 4 mm on selle antenni kiirgusmustri laius horisontaaltasandil 45 tolli ja vertikaaltasandil 8 tolli.
Muutuva profiiliga antennid. Stavropoli territooriumil Zelenchukskaya küla lähedal alustas tööd raadioteleskoop RATAN-600 (joon. 8). Selle antennisüsteemi disain sarnaneb periskoobi antenni omaga. Kuid erinevalt viimasest on selle antenni põhipeegel vertikaaltasandil tasane. Vaatamata hiiglaslikele mõõtmetele (peapeegli läbimõõt on 588 m) suudab see antenn tõhusalt töötada kuni 8 mm lainepikkuseni.
Vaatleme nüüd erinevat tüüpi refraktorantenne, mida kasutatakse tõhusalt meeterlainetel.
Ühisrežiimi antennid. Need antennid koosnevad üksikutest poollaine toiteallikatest (dipoolidest), millest moodustub kangas P kiiritajad ühes suunas ja m kiiritajad ortogonaalses suunas. Toite vaheline kaugus mõlemas ortogonaalses suunas on võrdne poole lainepikkusest. Seda tüüpi 64 dipoolist koosneva antenni abil viidi Kuu esimene radartuvastus läbi 2,5 m lainepikkusel.
Ühisrežiimi antennide puhul toimub üksikute toite signaalide liitmine toiteteel. Veelgi enam, kõigepealt summeeritakse samas reas asuvate kiiritajate signaalid ja seejärel korruste kaupa (või vastupidi). Kuidas suurem arv toidab järjest, seda kitsam on antenni kiirgusmuster tasapinnal, mis kulgeb mööda nende dipoolide rida. Ühisrežiimi antennid on kitsaribalised, st praktikas saavad nad töötada ainult ühel lainepikkusel.
NSVL kaug-kosmoseside keskuse antenn, mis koosneb 8 paraboolantennist, mis on paigutatud 4 järjestikku (joon. 9), on peaaegu 8 korda suurema võimendusega kui eraldiseisva paraboolantenni võimendus. See keeruline antenn on üles ehitatud tavarežiimi antennimassiivi põhimõttel.
Ristikujulised antennid. Seda tüüpi antennide edasiarenduseks olid ristikujulised antennid . Nad ei kasuta pHt toite, nagu tavarežiimi antennide puhul, ja P+ t kiiritajad. Nendes antennides P kiiritajad asuvad ühes suunas ja T kiiritajad sellega risti. Sobiva kõrgsagedusliku faasimise korral on sellise antenni kiirgusmuster (ülaltoodud tasanditel) sarnane antenniga, mis koosneb pHt kiiritajad. Sellise ristikujulise antenni võimendus on aga väiksem kui vastavatel ühisrežiimi antennidel (mis koosneb pHt kiiritajad). Sageli nimetatakse selliseid antenne täitmata avaga (avaga) antennideks. (Tavarežiimi või täisavaga antennides (pHt kiiritajad), et muuta kiirgusmustri suunda ruumis, on vaja pöörata kiiritajate tasapinda, pöörates liikuvat alust.)
Faseeritud massiivides ja täitmata avaga antennides toimub kiirgusmustri suuna muutmine ühel tasapinnal tavaliselt faasisuhete muutmisega toiteteel ja teisel tasapinnal - antennisüsteemi mehaanilise pööramisega. .
Suurim ristikujuline antenn dekameetri vahemikus on raadioteleskoobi UTR-2 antenn Harkovi instituut raadiotehnika ja elektroonika (joon. 10). See antennisüsteem koosneb 2040 lairiba püsikanalist, mis asuvad paralleelselt maa pind ja moodustades kaks õla - "põhja-lõuna" ja "lääne-ida".
Interferomeetrid. Antenni interferomeetrid on antennisüsteemide hulgas erilisel kohal. Lihtsaim raadiointerferomeeter koosneb kahest antennist, mis on ühendatud kõrgsageduskaabliga; nende signaalid summeeritakse ja saadetakse vastuvõtvale seadmele. Nagu optilises interferomeetris, määrab vastuvõetavate signaalide faaside erinevuse kiirte teekonna erinevus, mis sõltub antennide vahelisest kaugusest ja raadiosignaalide saabumise suunast (joonis 11).
Tänu raadioallika liikumisele üle taevasfääri tekib just raadiointerferomeetri antennide poolt vastuvõetavate signaalide faaside erinevuse muutus. See toob kaasa häiresignaalide maksimumide ja miinimumide ilmnemise. Raadioallika liikumine teatud nurga all, mille juures raadiointerferomeetri häiresignaali maksimum asendab miinimumi, võrdub selle kiirgusmustri laiusega. Kuid erinevalt üksikutest antennidest on raadiointerferomeetril interferomeetri alust mööda kulgeval tasapinnal mitme labaga kiirgusmuster. Mida laiem on antennide vaheline kaugus (alus), seda kitsam on interferentsi laius. (Interferomeetri põhjaga risti asetseval tasapinnal määratakse kiirgusmuster selle interferomeetri üksiku antenni mõõtmetega.)
Praegu on väga stabiilsete sagedusgeneraatorite loomine võimaldanud rakendada sõltumatu vastuvõtuga raadiointerferomeetriat. Selles süsteemis võetakse kõrgsageduslikke signaale vastu kaks antenni ja teisendatakse need sõltumatult madalamatele sagedustele, kasutades signaale väga stabiilsetest aatomisagedusstandarditest.
Sõltumatu vastuvõtuga interferomeetrid töötavad praegu mandri suurusest suuremate alustega, mis ulatuvad 10 000 km kaugusele. Selliste interferomeetrite nurkeraldusvõime on jõudnud mitme kümnetuhandiku kaaresekundini.
Vastuvõtjad. Raadioteleskoobi ja planetaarradari üks peamisi omadusi on tundlikkus – minimaalne vastuvõetud signaali võimsus, mida raadioteleskoop või radar suudab registreerida. Tundlikkus sõltub vastuvõtva seadme parameetritest, antennide parameetritest ja antenni ümbritseva ruumi omadustest. Raadioastronoomias on vastuvõetavad raadiosignaalid nii nõrgad, et nende signaalide registreerimiseks tuleb neid mitu korda võimendada; Samal ajal on nii kasulikud signaalid kui ka häired müra iseloomu. See raskendab nende eraldamist vastuvõtvas seadmes.
Raadioteleskoopide vastuvõtuseadmed - kõrge tundlikkusega radiomeetrid on ka nende omaduste kõrge stabiilsusega. Kuna vastuvõtja tundlikkuse määravad peamiselt selle kõrgsagedusliku osa omadused, pööratakse seetõttu suuremat tähelepanu radiomeetri sisendsõlmedele. Vastuvõtja mürataseme vähendamiseks kasutatakse selle sisendseadmetes liikuvatel lainetorudel või tunneldioodidel põhinevaid “madala müratasemega” kõrgsagedusvõimendeid, samuti kasutatakse parameetrilisi või kvantparamagnetilisi võimendeid. Vastuvõtja veelgi suurema tundlikkuse saavutamiseks jahutatakse selle kõrgsageduslikud komponendid ülimadala temperatuurini (jahutusvedelikuna kasutatakse vedelat lämmastikku või vedelat heeliumi). Vedelat heeliumit kasutav jahutussüsteem võimaldab kõrgsageduslike vastuvõtjate temperatuuridel jõuda 5-10 °K-ni.
Kõrge tundlikkuse tagamiseks peavad raadioastronoomiliste vastuvõtjate ribalaiused olema sadu megahertsi või isegi mitu tuhat megahertsi. Kuid nii laia ribalaiusega vastuvõtjad ei sobi kõigi uuringute jaoks. Seega on mõnede Maa ja planeetide atmosfääris leiduvate gaaside (veeaur, hapnik, osoon jne) neeldumisspektrite mõõtmiseks raadioalas vaja maksimaalseid ribalaiusi suurusjärgus 50 MHz. Sellise vastuvõtja tundlikkus on suhteliselt madal. Seetõttu saadakse sellistel mõõtmistel vajalik tundlikkus, suurendades raadiomeetri väljundis signaali kogunemisaega.
Lubatud signaali kogunemisaeg määratakse mõõtmisskeemi ja uuritava taevakeha raadiokiirgussignaalide raadioteleskoobi antenni vaateväljas viibimise aja järgi. Väikeste kogunemis- (integreerimis-) aegade puhul, mis arvutatakse sekundites või kümnetes sekundites, tehakse see tavaliselt radiomeetri väljundfiltrite elementidel. Suurte kogumisaegade korral täidab integraatori funktsioone arvuti.
Kõik ülalkirjeldatud meetodid võimaldavad vähendada mürataset sadu ja tuhandeid kordi. Sel juhul saab radiomeeter mõõta raadiokiirguse intensiivsust, mis vastab müra temperatuurile 0,003–0,01 ° K (akumulatsiooniajaga 1 s). Kuid mitte ainult vastuvõtuseadmel, vaid ka antenni toitesüsteemil on oma müra, mille müra sõltub paljudest parameetritest: temperatuur, koefitsient kasulik tegevus antennid, elektromagnetilise energia kaod toiteteel jne.
Raadioastronoomias iseloomustab mürasignaalide intensiivsust tavaliselt müra temperatuur. Selle parameetri määrab müra võimsus pääsuribas, mis on võrdne 1 Hz. Mida kõrgem on antenni efektiivsus, seda madalam on selle müra temperatuur ja seetõttu on võimalik saada raadioteleskoobi tundlikkust.
Raadio vastuvõtu häired. Raadioteleskoopide tundlikkuse suurendamist piiravad välised häired looduslikku päritolu. Kunstlikud häired vähenevad oluliselt tänu raadioastronoomia uuringute jaoks spetsiaalselt valitud sagedusalade valikule, kus maapealsete ja kosmoses asuvate raadiojaamade ja raadiosüsteemide mis tahes otstarbel töötamine on keelatud. Tööstuslike häirete mõju vähendamiseks asuvad raadioteleskoobid eemal tööstuskeskused, peamiselt mägedes, kuna viimased kaitsevad raadioteleskoope hästi maapealsete tööstuslike häirete eest.
Looduslikud häired tulenevad raadiokiirgusest Maa pinnalt ja atmosfäärist, aga ka kosmosest endast. Maa tausta raadioemissiooni mõju vähendamiseks radiomeetri näitudele on raadioteleskoobi antenn konstrueeritud nii, et selle kiirgusmuster Maa pinnale on oluliselt nõrgenenud võrreldes suunaga uuritavale taevakehale. .
Kuna maakera atmosfääris on gaase, mille molekulaarsed neeldumisjooned on raadiopiirkonnas (hapnik, veeaur, osoon, vingugaas jne), kiirgab atmosfäär mürasignaale millimeetri- ja sentimeetrivahemikus ning nõrgendab ka vastuvõetavat signaali. taevakehade raadiokiirgus nendes vahemikes. Atmosfäärist lähtuva raadiokiirguse intensiivsus sõltub oluliselt lainepikkusest – see suureneb lainepikkuse vähenedes tugevasti. Atmosfääri raadioemissioon on eriti tugev nimetatud gaaside resonantsjoonte läheduses (kõige intensiivsemad jooned on hapniku ja veeauru jooned lainepikkuste 1,63, 2,5, 5 ja 13,5 mm lähedal).
Atmosfääri mõju vähendamiseks valivad raadioastronoomid taevakehade vaatlemise raadiosagedusalas resonantsjoontest kaugel. Neid piirkondi, kus atmosfäärimüra on minimaalne, nimetatakse atmosfääri läbipaistvuse akendeks. Millimeetrite vahemikus on sellised "aknad" lainepikkuste 1,2 lähedal; 2,1; 3,2 ja 8,6 mm. Mida lühem on "läbipaistvusaken" lühemas lainepikkuse vahemikus, seda suurem on uuritava allika raadiosignaali sumbumine ja seda kõrgem on atmosfäärimüra tase. (Raadioemissioon atmosfäärist suureneb õhuniiskuse suurenedes oluliselt. Veeauru põhiosa paikneb atmosfääri pinnakihis kuni 2-3 km kõrgusel.)
Et vähendada atmosfääri mõju raadioastronoomilistele mõõtmistele, püütakse raadioteleskoope paigutada väga kuiva kliimaga piirkondadesse ja kõrgele merepinnast. Seega on raadioteleskoopide paigutuse nõuded paljuski sarnased optiliste teleskoopide paigutuse nõuetega. Seetõttu asuvad optilised teleskoobid sageli kõrgmäestiku vaatluskeskustes koos raadioteleskoopidega.
Kosmilise raadiokiirguse jälgimise tulemusi mõjutab ka pilvedesse koondunud ja sademetena langev niiskus. Nendest komponentidest tingitud atmosfäärimüra suureneb oluliselt lainepikkuse vähenemisega (lühematel kui 3-5 cm lainetel). Seetõttu püüavad raadioastronoomid mõõtmisi läbi viia pilvitu ilmaga.
Lisaks atmosfääri ja Maa pinna raadiokiirgusele on raadioteleskoobi tundlikkust piiravaks teguriks Galaktika ja Metagalaktika kosmiline kiirgus. Detsimeetri, sentimeetri ja millimeetri lainepikkuste vahemikes kiirgab metagalaktika nagu absoluutselt must keha, mis on kuumutatud temperatuurini 2,7° K. See kiirgus jaotub ruumis isotroopselt. Tähtedevahelisest keskkonnast lähtuva kiirguse intensiivsus Galaktikas oleneb vaatlussuunast (eriti suur on Linnutee suunaline kiirguse intensiivsus). Galaktilise päritoluga kiirgus suureneb ka lainepikkusega üle 30 cm lainetel.Seetõttu on üle 50 cm lainetel taevakehade raadioemissiooni jälgimine väga väljakutseid pakkuv ülesanne, mida süvendab ka maakera ionosfääri kasvav mõju meeterlainetele.
Saatjad. Planeetide peegeldusomaduste mõõtmiseks peab planetaarradari saatjate keskmine võimsus olema sadu kilovatte. Praegu on selliseid radareid loodud vaid üksikud.
Planetaarradari saatjad töötavad kas ilma modulatsioonita või kasutavad teatud tüüpi modulatsiooni. Saatja kiirgusrežiimi valik sõltub uurimiseesmärkidest. Seega ei vaja planeedilt peegelduva signaali efektiivse hajuvusala ja “Doppleri” spektri mõõtmine moduleerimist ja seda tehakse tavaliselt monokromaatilise väljastatud signaaliga. Samal ajal vajavad planeetide kauguse määramine ja radari kaardistamine moduleeritud signaali.
Saatja impulssmodulatsioon (kasutatakse Kuu uurimisel) ei suuda pakkuda suurt keskmist kiirgusvõimsust ja seetõttu seda planeediuuringutes praktiliselt ei kasutata. Sagedus- ja faasimodulatsiooni meetodeid kasutatakse peaaegu kõigis suurimate planetaarradarite saatjates. Nii kasutab NSVL Süvakosmosekommunikatsiooni keskuse planetaarradar kauguse mõõtmiseks lineaarse sagedusmodulatsiooni meetodit ja Massachusettsi Tehnoloogiainstituudi planetaarradar “pseudomüra faasinihke võtmega” meetodit.
Planetaarradari saatjad peavad olema väga kõrge kiirgussageduse stabiilsusega (saatja suhteline ebastabiilsus peaks olema suurusjärgus 10 -9). Seetõttu on need ehitatud vastavalt skeemile: stabiliseeritud väikese võimsusega generaator + võimsusvõimendi.
Välismaistes planetaarradarites kasutatavate saatjate peamised omadused, samuti nende radarite individuaalsed omadused on toodud tabelis. 3 (vt lk 38).
Seadmed antennide suunamiseks ja vastuvõetud signaalide töötlemiseks. Kaasaegne raadioteleskoop on mõeldamatu ilma arvutita. Tavaliselt kasutab see isegi kahte arvutit. Üks neist töötab uuritava kiirgusallika juhtimis- ja jälgimisahelas. See toodab signaale, mis on proportsionaalsed allika praeguse asimuudi ja kõrgusnurgaga, mis seejärel sisenevad antenniajami juhtplokkidesse. Sama arvuti jälgib ka antenniajamite juhtimiskäskude õiget täitmist, analüüsides nende ajamite pöördenurga anduritelt signaale.
Raadioteleskoopide antennisüsteemid võivad muuta kiirgusmustri asukohta nii ühel kui ka kahel tasapinnal. Tavaliselt muudetakse antenni kiirgusmustri asendit mehaaniline liikumine antenn või toide vastavas tasapinnas. (Erandiks on faasmaatriksiga antennid, mille puhul muudetakse raadiovastuvõtu suunda, muutes faasisuhteid toiteteel.)
Ühe vabadusastmega antennid paigaldatakse tavaliselt piki meridiaani ja need muudavad oma asukohta vastavalt kõrgusnurgale ning allika raadiokiirgust mõõdetakse selle läbimisel geograafilist meridiaani, millel raadioteleskoop asub. Sellel põhimõttel töötab suur hulk raadioteleskoope. Täispöörlemisantennid on tavaliselt peegelantennid.
Lisaks üldtunnustatud asimuut-kõrguse juhtimissüsteemile kasutavad mõned raadioteleskoobid ekvatoriaalset süsteemi, milles raadioteleskoobi antenni saab pöörata Maa pöörlemisteljega paralleelse telje suhtes (mööda paralleeli), samuti ortogonaalne tasapind. Selline antenni suunamissüsteem nõuab lihtsamaid algoritme, et juhtida kiirgusmustri asukohta ruumis.
Antenni juhtimissüsteemid, lisaks valitud allika suunamisele ja jälgimisele, võimaldavad uurida (skaneerida) taevast teatud läheduses allika ümber. Seda režiimi kasutatakse raadiokiirguse intensiivsuse jaotuse mõõtmiseks planeedi ketta vahel.
Mõõtmistulemuste esmaseks töötlemiseks kasutatakse teist kaasaegsete raadioteleskoopide arvutit. Selle arvuti sisendsignaaliks on radiomeetri väljundis olevad voolukoordinaadid ja pinge väärtused, mis on võrdelised uuritud ja kalibreerimisallikate raadiokiirguse intensiivsusega. Neid andmeid kasutades arvutab arvuti raadiokiirguse intensiivsuse jaotuse sõltuvalt koordinaatidest, st koostab uuritava allika raadioheleduse temperatuuride kaardi.
Vastuvõetud signaalide intensiivsuse kalibreerimiseks kasutatakse uuritava allika raadiokiirguse võrdlust teatud standarditega, mis võivad olla kas primaarsed või sekundaarsed. Esmane standardimismeetod, nn tehiskuu", töötas välja Nõukogude teadlane V. S. Troitsky. Selle mõõtmismeetodi puhul on esmaseks standardiks raadioteleskoobi antenni ette paigaldatud neelduva ketta raadiokiirgus. Kunstliku kuu meetodit kasutades viidi Gorki Radiofüüsika Instituudis läbi suur Kuu ja muude allikate raadiokiirguse täppismõõtmiste tsükkel.
Teisese standardina kasutatakse tavaliselt mõne diskreetse allika (näiteks Kassiopeia, Cygnus, Neitsi, Sõnni tähtkujude raadioallikad, aga ka mõned kvasarid) raadiokiirgussignaale. Mõnikord kasutatakse Jupiteri raadiokiirgust sekundaarse standardina.
) ja nende omaduste, näiteks koordinaatide, ruumilise struktuuri, kiirguse intensiivsuse, spektri ja polarisatsiooni uuringud.
Raadioteleskoop on sagedusvahemiku poolest astronoomiliste uurimisinstrumentide hulgas esikohal elektromagnetiline kiirgus- termiline, nähtav, ultraviolett-, röntgen- ja gammakiirgus on kõrge sagedusega.
Raadioteleskoobid Eelistatav on asuda peamistest asustatud piirkondadest kaugel, et minimeerida raadiojaamade, televisiooni, radarite ja muude kiirgavate seadmete elektromagnetilisi häireid. Raadioobservatooriumi paigutamine orgu või madalikule kaitseb seda veelgi paremini inimese tekitatud elektromagnetilise müra mõju eest.
Seade
Raadioteleskoop koosneb kahest põhielemendist: antenniseadmest ja väga tundlikust vastuvõtuseadmest – radiomeetrist. Radiomeeter võimendab antenni poolt vastuvõetavat raadiokiirgust ja muudab selle salvestamiseks ja töötlemiseks mugavaks vormiks.
Raadioteleskoobi antennide konstruktsioonid on väga mitmekesised tänu raadioastronoomias kasutatavate väga laia lainepikkuste vahemikule (0,1 mm kuni 1000 m). Raadioteleskoopide antennid, mis võtavad vastu mm, cm, dm ja meeterlaineid, on enamasti paraboolsed reflektorid, mis on sarnased tavaliste optiliste reflektorite peeglitega. Paraboloidi fookusesse on paigaldatud kiiritaja - seade, mis kogub raadiokiirgust, mis suunatakse sellele peegli abil. Kiiritusseade edastab vastuvõetud energia radiomeetri sisendisse ning pärast võimendamist ja tuvastamist salvestatakse signaal salvestava elektrilise mõõteriista lindile. Kaasaegsetes raadioteleskoopides muudetakse radiomeetri väljundist tulev analoogsignaal digitaalseks ja salvestatakse kõvakettale ühe või mitme failina.
Saadud mõõtmiste kalibreerimiseks (viimaks need kiirgusvoo tiheduse absoluutväärtusteni) ühendatakse antenni asemel radiomeetri sisendiga teadaoleva võimsusega mürageneraator.
Olenevalt antenni konstruktsioonist ja vaatlustehnikast saab raadioteleskoopi kas etteantud punkti suunata. taevasfäär(mille kaudu tänu igapäevane rotatsioon vaadeldav objekt möödub) või töötage objekti jälgimise režiimis.
Antennide suunamiseks uuritavasse taevapiirkonda paigaldatakse need tavaliselt asimuudikinnitustele, mis pakuvad asimuudis ja kõrguses pöörlemist (täispöörlemisantennid). On ka antenne, mis võimaldavad ainult piiratud pöörlemist ja isegi täiesti paigal. Viimast tüüpi antennide vastuvõtu suund (tavaliselt väga suur suurus) saavutatakse antennilt peegelduvat raadiokiirgust tajuvate voogude liigutamisega.
Toimimispõhimõte
Raadioteleskoobi tööpõhimõte sarnaneb rohkem fotomeetri kui optilise teleskoobi tööpõhimõttega. Raadioteleskoop ei saa pilti otse luua; see mõõdab ainult kiirguse energiat, mis tuleb suunast, kuhu teleskoop "vaatab". Seega, laiendatud allika kujutise saamiseks peab raadioteleskoop mõõtma selle heledust igas punktis.
Raadiolainete difraktsiooni tõttu teleskoobi ava juures, mõõtes suunda at punktallikas ilmneb mõne veaga, mille määrab antenni kiirgusmuster ja mis seab instrumendi eraldusvõimele põhimõttelise piirangu:
kus on lainepikkus ja ava läbimõõt. Kõrge eraldusvõime võimaldab jälgida uuritavate objektide peenemaid ruumilisi detaile. Eraldusvõime parandamiseks peate kas lainepikkust vähendama või ava suurendama. Lühikeste lainepikkuste kasutamine tõstab aga nõudeid peeglipinna kvaliteedile. Seetõttu valivad nad tavaliselt ava suurendamise teed. Ava suurendamine parandab ka teist olulist omadust – tundlikkust. Raadioteleskoop peab olema kõrge tundlikkusega, et tagada võimalikult nõrkade allikate usaldusväärne tuvastamine. Tundlikkus määratakse voolutiheduse kõikumise taseme järgi:
kus on raadioteleskoobi loomupärane müra võimsus, antenni efektiivne pindala, sagedusriba ja signaali kogunemisaeg. Raadioteleskoopide tundlikkuse suurendamiseks suurendatakse nende kogumispinda ning kasutatakse madala müratasemega vastuvõtjaid ja maseritel põhinevaid võimendeid, parameetrilisi võimendeid jne.
Raadio interferomeetrid
Lisaks ava läbimõõdu suurendamisele on eraldusvõime suurendamiseks (või kiirgusmustri kitsendamiseks) veel üks võimalus. Kui võtate kaks kaugusel asuvat antenni d(baas) üksteisest, siis saabub signaal allikast ühele neist veidi varem kui teisele. Kui seejärel häiritakse kahe antenni signaale, on saadud signaalist spetsiaalse matemaatilise redutseerimisprotseduuri abil võimalik allika kohta teavet taastada. tõhus lahendus. Seda vähendamise protseduuri nimetatakse ava sünteesiks. Häireid saab läbi viia nii riistvaras, edastades signaali kaablite ja lainejuhtide kaudu ühisesse mikserisse, kui ka arvutis signaalidega, mis on eelnevalt digiteeritud täpsete ajatemplite abil ja salvestatud andmekandjale. Kaasaegsed tehnilised vahendid on võimaldanud luua VLBI süsteemi, mis sisaldab teleskoobid, mis asuvad sellel erinevatel mandritel ja neid lahutab mitu tuhat kilomeetrit.
Esimesed raadioteleskoobid
Kodu - Karl Jansky
Jansky raadioteleskoobi koopia
Lugu raadioteleskoobid pärineb 1931. aastal Karl Jansky katsetest Bell Telephone Labsi katsepaigas. Välguhäirete saabumise suuna uurimiseks ehitas ta Bruce'i lõuendi tüüpi vertikaalselt polariseeritud ühesuunalise antenni. Konstruktsiooni mõõtmed olid 30,5 m pikk ja 3,7 m kõrgused. Tööd viidi läbi lainepikkusel 14,6 m (20,5 MHz). Antenn oli ühendatud tundliku vastuvõtjaga, mille väljundis oli pika ajakonstandiga salvesti.
24. veebruaril 1932 Jansky saadud kiirgusrekord. Maxima (nooled) korrake 20 minuti pärast. - antenni täieliku pöörlemise periood.
1932. aasta detsembris teatas Yansky juba esimestest oma installatsiooniga saadud tulemustest. Artiklis kirjeldati avastust „... pidev susisemine teadmata päritolu» , mis “... raske eristada seadmete enda mürast põhjustatud susinast. Sahisevate häirete saabumise suund muutub järk-järgult kogu päeva jooksul, tehes täieliku pöörde 24 tunniga.. Oma kahes järgmises artiklis, oktoobris 1933 ja oktoobris 1935, jõudis Karl Jansky järk-järgult järeldusele, et tema uue interferentsi allikas oli meie galaktika keskne piirkond. Veelgi enam, suurim vastus saadakse siis, kui antenn on suunatud Linnutee keskpunkti poole.
Jansky mõistis, et raadioastronoomia edusammud nõuavad suuremaid ja teravama mustriga antenne, mis peaksid olema hõlpsasti orienteeritavad. erinevaid suundi. Ta ise pakkus välja 30,5 m läbimõõduga peegliga paraboolantenni, mis töötaks meetrilainetel. Tema ettepanek ei leidnud aga USA-s toetust.
Taassünd – Grout Reber
1937. aastal tundis Wetoni (USA, Illinois) raadioinsener Grout Reber huvi Jansky töö vastu ja kujundas tagaaed tema vanematekodus 9,5 m läbimõõduga paraboolse reflektoriga antenn, sellel antennil oli meridiaanikinnitus, see tähendab, et seda juhiti ainult kõrguse abil ja diagrammi sagara asendi muutus parempoolses tõusus oli saavutatud tänu Maa pöörlemisele. Reberi antenn oli Jansky omast väiksem, kuid töötas lühematel lainepikkustel ja selle kiirgusmuster oli palju teravam. Reberi antennil oli poole võimsusega kooniline valgusvihk laiusega 12°, samas kui Jansky antenni kiirel oli kõige kitsamas osas poole võimsusega 30° laius lehvikukujuline.
1939. aasta kevadel avastas Reber kiirguse lainepikkusel 1,87 m (160 MHz) märgatava kontsentratsiooniga Galaktika tasapinnas ja avaldas mõned tulemused.
Taeva raadiokaart, mille Grout Reber sai 1944. aastal.
Täiendades oma varustust, võttis Reber ette süstemaatilise taevauuringu ja avaldas 1944. aastal esimesed raadiokaardid taevast lainepikkusel 1,87 m Kaartidel on selgelt näha Linnutee kesksed piirkonnad ja eredad raadioallikad Amburi tähtkujudes, Cygnus A, Cassiopeia A ja Puppis. Reberi kaardid on isegi võrreldes päris head kaasaegsed kaardid, meetri lainepikkused.
Pärast Teist maailmasõda tegid Euroopa, Austraalia ja Ameerika Ühendriikide teadlased raadioastronoomia valdkonnas olulisi tehnoloogilisi täiustusi. Nii algas raadioastronoomia õitseng, mis viis millimeeter- ja submillimeetriliste lainepikkuste väljatöötamiseni, võimaldades saavutada oluliselt kõrgemaid eraldusvõimeid.
Raadioteleskoopide klassifikatsioon
Lai lainepikkuste valik, mitmesugused raadioastronoomia uurimisobjektid, raadiofüüsika ja raadioteleskoopide ehituse kiire arengutempo ning suur hulk sõltumatuid raadioastronoomide töörühmi on toonud kaasa väga erinevaid raadioteleskoopide tüüpe. Kõige loomulikum on raadioteleskoobid klassifitseerida vastavalt nende ava täitmise olemusele ja mikrolainevälja faasimismeetoditele (reflektorid, refraktorid, väljade iseseisev salvestamine):
Täidetud avaga antennid
Seda tüüpi antennid on sarnased optiliste teleskoopide peeglitega ning neid on kõige lihtsam ja levinuim kasutada. Täidetud avaga antennid koguvad lihtsalt vaadeldava objekti signaali ja fokuseerivad selle vastuvõtjale. Salvestatud signaal sisaldab juba teaduslikku teavet ja ei vaja sünteesi. Selliste antennide puuduseks on nende madal eraldusvõime. Täidetud avaga antennid võib nende pinna kuju ja kinnitusviisi alusel jagada mitmeks klassiks.
Pöörlemisparaboloidid
Peaaegu kõik seda tüüpi antennid on paigaldatud Alt-Az alustele ja on täielikult pööratavad. Nende peamine eelis on see, et selliseid raadioteleskoope saab sarnaselt optiliste teleskoopidega objektile suunata ja seda juhtida. Seega saab vaatlusi teha igal ajal seni, kuni uuritav objekt asub horisondi kohal. Tüüpilised esindajad: Green Bank raadioteleskoop, RT-70, Kalyazini raadioteleskoop.
Paraboolsed silindrid
Täispöörlevate antennide ehitamine on seotud teatud raskustega, mis on seotud selliste konstruktsioonide tohutu massiga. Seetõttu ehitatakse püsi- ja poolmobiilseid süsteeme. Selliste teleskoopide maksumus ja keerukus suureneb nende suuruse kasvades palju aeglasemalt. Paraboolne silinder kogub kiiri mitte punktis, vaid sirgjoonel, mis on paralleelne selle generaatoriga (fookusjoon). Selle tõttu teleskoobid seda tüüpi neil on asümmeetriline kiirgusmuster ja erinev eraldusvõime piki eri telge. Selliste teleskoopide puuduseks on ka see, et piiratud liikuvuse tõttu on vaatlemiseks saadaval vaid osa taevast. Esindajad: Illinoisi ülikooli raadioteleskoop, India teleskoop Ootys.
Kiirte tee Nance'i teleskoobis
Lamedate helkuritega antennid
Paraboolsilindri kallal töötamiseks on vaja, et fookusjoonele oleks paigutatud mitu detektorit, mille signaal lisatakse faase arvesse võttes. Seda ei ole lühikestel lainetel lihtne teha suurte kadude tõttu sideliinides. Lameda helkuriga antennid võimaldavad läbi saada vaid ühe vastuvõtjaga. Sellised antennid koosnevad kahest osast: teisaldatavast lamepeeglist ja fikseeritud paraboloidist. Liigutatav peegel on "suunatud" objektile ja peegeldab kiired paraboloidile. Paraboloid koondab kiired fookuspunkti, kus asub vastuvõtja. Sellisel teleskoobil on vaatlemiseks saadaval vaid osa taevast. Esindajad: Krausi raadioteleskoop, Suur raadioteleskoop Nance'is.
Maast kausid
Soov vähendada ehituskulusid viis astronoomid ideele kasutada loomulik kergendus teleskoobi peeglina. Selle tüübi esindaja oli 300 meetri jooks. See asub karsti vajutusaugus, mille põhi on sillutatud kerakujuliste alumiiniumlehtedega. Vastuvõtja on riputatud spetsiaalsetele tugedele peegli kohal. Selle instrumendi puuduseks on see, et see pääseb taevasse ainult 20° seniidist.
Antennimassiivid (tavarežiimi antennid)
Selline teleskoop koosneb paljudest elementaarsetest kiiritajatest (dipoolidest või spiraalidest), mis asuvad lainepikkusest väiksemal kaugusel. Tänu iga elemendi faasi täpsele juhtimisele on võimalik saavutada kõrge eraldusvõime ja efektiivne pindala. Selliste antennide puuduseks on see, et need on valmistatud rangelt määratletud lainepikkusele. Esindajad: BSA raadioteleskoop Pushchinos.
Tühjad avaga antennid
Astronoomia seisukohalt on kõige olulisemad raadioteleskoopide kaks omadust: eraldusvõime ja tundlikkus. Sel juhul on tundlikkus võrdeline antenni pindalaga ja eraldusvõime on võrdeline maksimaalse suurusega. Seega pakuvad kõige tavalisemad ringikujulised antennid sama efektiivse ala jaoks halvimat eraldusvõimet. Seetõttu ilmusid raadioastronoomiasse väikese pindalaga, kuid kõrge eraldusvõimega teleskoobid. Selliseid antenne nimetatakse tühjad avaga antennid, kuna nende avas on lainepikkust ületavad augud. Sellistest antennidest kujutiste saamiseks tuleb vaatlusi läbi viia ava sünteesirežiimis. Ava sünteesiks piisab kahest sünkroonselt töötavast antennist, mis asuvad teatud kaugusel, mis on nn. alus. Lähtepildi taastamiseks peate mõõtma signaali kõigil võimalikel alustel teatud sammuga kuni maksimumini.
Kui antenne on ainult kaks, peate läbi viima vaatluse, seejärel vahetama alust, tegema vaatlust järgmises punktis, muutma uuesti alust jne. Seda sünteesi nimetatakse nn. järjekindel. Sellel põhimõttel töötab klassikaline raadiointerferomeeter. Järjestikuse sünteesi puuduseks on see, et see on aeganõudev ega suuda paljastada raadioallikate varieeruvust ajas. lühikesed ajad. Seetõttu kasutatakse seda sagedamini paralleelne süntees. See hõlmab korraga palju antenne (vastuvõtjaid), mis teostavad samaaegselt kõigi vajalike aluste mõõtmisi. Esindajad: Põhjarist Itaalias, raadioteleskoop DKR-1000 Pushchinos.
Jätkan lugu minu alustatud uusaasta reisist "teleskoopide maale" (Euraasia suurim optiline teleskoop, mille peamise monoliitpeegli läbimõõt on 6 m). Seekord räägime kahest selle sugulasest - raadioteleskoopidest RATAN-600 ja RTF-32. Esimene on kantud Guinnessi rekordite raamatusse ja teine on osa ainsast Venemaal pidevalt töötavast raadiointerferomeetrilisest kompleksist Kvazar. Muide, nüüd mängib Kvazari kompleks oluline roll GLONASS süsteemi töös. Räägime kõigest lähemalt ja võimalikult kättesaadavalt!
Nüüd lõbutseme! :)
Teaduse jaoks on teleskoobi peamised eelised mitmesageduslikkus (vahemikus 0,6–35 GHz) ja suur aberratsioonivaba väli (mis võimaldab peaaegu hetkeliselt mõõta kosmiliste allikate raadiospektreid laias sagedusvahemikus), kõrge eraldusvõime. ja kõrge tundlikkus heledustemperatuuri osas (mis võimaldab uurida laiendatud struktuure, nagu mikrolaine taustkiirguse kõikumised väikestes nurkskaalades, mis ei ole saavutatavad isegi spetsiaalsete kosmoselaevade ja maapealsete instrumentidega).
Teleskoop koosneb kahest peamisest reflektorist:
1. Ringikujuline helkur (paremal ja kogu pildi ulatuses).
See on kõige rohkem suur osa raadioteleskoop, see koosneb 895 ristkülikukujulisest peegeldavast elemendist mõõtmetega 11,4 x 2 meetrit, mis paiknevad 576-meetrise läbimõõduga ringis. Nad võivad liikuda kolmes vabadusastmes. Ringikujuline helkur on jagatud 4 iseseisvaks sektoriks, mis on saanud nime maailma osade järgi: põhi, lõuna, lääs, ida. Üldpind on 12 000 m².Iga sektori peegeldavad elemendid on joondatud paraboolina, moodustades antenni peegeldava ja teravustamisriba, mille fookuses asub spetsiaalne etteanne.
2. Lame helkur (vasakul).
Lamereflektor koosneb 124 lamedast elemendist, mille kõrgus on 8,5 meetrit ja kogupikkus 400 meetrit. Elemendid võivad pöörata ümber maapinna lähedal asuva horisontaaltelje. Mõne mõõtmise tegemiseks saab helkuri eemaldada, joondades selle pinna maapinna tasapinnaga. Reflektorit kasutatakse periskooppeeglina. Töötamise ajal on lamedat helkurit tabav raadiokiirguse voog suunatud ringikujulise helkuri lõunapoolsesse sektorisse. Ringikujuliselt reflektorilt peegeldunud raadiolaine keskendub kiiritajale, mis on paigaldatud rõngassiinidele. Paigaldades kiiritaja etteantud asendisse ja paigutades ümber peegli, saate suunata raadioteleskoobi etteantud punkti taevas. Võimalik on ka allika jälgimise režiim, milles kiiritaja liigub pidevalt ja peegel on samuti ümber paigutatud.
12. Vaade lameda helkuriga koos tagakülg. Nähtavad on mehhanismid, mis panevad plaadid liikuma.
13. Raadioteleskoobis on viis raudteeplatvormidele paigaldatud vastuvõtukabiini-kiiritajat koos raadiovastuvõtuseadmete ja vaatlejatega. Mõned meenutavad soomusrongi, teised aga tulnukate laevu. Fotol näeme kahte sellist kajutit. Nagu plaanitud, saavad platvormid liikuda mööda ühte 12 radiaalsest rajast, mis annab fikseeritud asimuutide komplekti 30° sammuga. Radiaatorite ümberpaigutamine rööbaste vahel oleks pidanud toimuma keskse plaadimängija abil (fotol keskel)... See oli mõeldud, aga siis sellest loobuti (ja sellest piisab) ja pöördlauda ei kasutata ja osa rööpaid on lahti võetud.
14. 1985. aasta lõpus paigaldati täiendav kooniline reflektor-kiiritaja. Aluseks on kooniline sekundaarpeegel, mille all asub kiiritaja. See võimaldab teil vastu võtta kogu ümmarguse reflektori kiirgust, saavutades samal ajal raadioteleskoobi maksimaalse eraldusvõime. Kuid selles režiimis saab jälgida ainult raadioallikaid, mille suund hälbib seniidist mitte rohkem kui ±5 kraadi. See kiiritaja esineb kõige sagedamini teleskoobiga seotud illustratsioonidel, ilmselt selle tulnuka välimuse tõttu :)
15. Samuti on hea eemaldada selle kiiritaja ülemiselt platvormilt üldine raadioteleskoop. Noh, üldiselt on mul hea meel, et on võimalus ronida :) RTF-32-l sellist võimalust polnud.
Muide, oli uudishimu, mis viis püsiva kohaliku “linnalegendi” kujunemiseni. Kui RATANis tehti esimesi vaatlusi, peatati sõidukite segamise vältimiseks liiklus RATANi lähedal Zelenchukskaya külas. Teleskoobi suletud olemus ja piisava teabe puudumine selle küla lähedal asuva ja oma suuruselt muljetavaldava ehitise kohta tekitas kohalikes elanikes mitmesuguseid müüte - et RATAN väidetavalt "kiiritab". Võib-olla hõlbustas seda kuulujuttu ka nimetus "kiiritajad" - kuigi tegelikult ei eralda nad midagi, vaid saavad ainult signaali.
16. Kabiin nr 1 on paigas, vaatlused algavad mõne minuti pärast, kuid praegu kutsutakse meid sellesse “soomusrongi” sisse minema.
14. Meie giid ja töökoht vaatleja.
Millised ülesanded on RATANile seatud?
- märkamine suur number kosmilised raadiokiirguse allikad, identifitseerides need kosmoseobjektidega;
- tähtede raadiokiirguse uurimine;
- kvasarite ja raadiogalaktikate uurimine;
- päikesesüsteemi kehade uurimine;
- Päikese suurenenud raadiokiirguse piirkondade, nende struktuuri, magnetväljade uuringud;
- maavälise päritoluga tehissignaalide tuvastamine (SETI);
- kosmilise mikrolaine taustkiirguse uurimine.
Teleskoop uurib astronoomilisi objekte kogu universumi vahemaa ulatuses: alates lähimatest - Päikesest, päikese tuul, planeedid ja nende satelliidid Päikesesüsteem ja kõige kaugematele tähesüsteemidele – raadiogalaktikatele, kvasaritele ja kosmilisele mikrolaine taustale. Raadioteleskoobis viiakse läbi üle 20 teadusprogrammi nii kodumaistelt kui ka välismaistelt taotlejatelt.
Vastavalt projektile " Geneetiline kood Universe" RATAN-600-l uuritakse kõiki taustkiirguse komponente kõigil nurkskaaladel. Igapäevased Päikese vaatlused raadioteleskoobiga annavad ainulaadset, mida täiendavad muud seadmed, teavet päikeseplasma omaduste kohta kromosfääri kõrgusvahemikus. madalamale kroonile ehk nendele Päikese atmosfääri piirkondadele, kus sünnivad võimsad päikesekiirte. See teave võimaldab ennustada päikese aktiivsuse puhanguid, mis mõjutavad inimeste heaolu ja energiasüsteemide toimimist planeedil. Praegu sisaldab RATAN-600 vaatlusandmete arhiiv enam kui pool miljonit raadioobjektide kirjet.
15. Ja sellised näevad välja radiomeetrid, mõõte- ja salvestusseadmed. Osa on jäänud esimeste vaatluste ajast ja osa on juba asendatud kaasaegsete seadmetega. Ühte võib öelda – raadioteleskoop elab ja areneb, olles ühtlasi inseneride eksperimentaalplatvormiks.
16. Sellega lõpeb meie ekskursioon RATAN-600 juurde: raadioteleskoop on täis vaatlusi ja seal töötavate inimeste tähelepanu on võimatu kõrvale juhtida.
Niisiis on RATAN-600 endiselt maailma suurim peegelpeegel ja peamine raadioteleskoop Venemaal, mis töötab keskses "läbipaistvusaknas". maa atmosfäär lainepikkuste vahemikus 1-50 cm.. Ühelgi teisel raadioteleskoobil maailmas pole sellist sageduste kattumist võimalusega teha samaaegseid vaatlusi kõigil sagedustel. Tänu temale ja lähedal asuvale BTA-le teavad astronoomid üle maailma Zelenchuki ja Karatšai-Tšerkessi vabariikide külade nimesid.
17. Tegin mälestuseks pildi "UFO" tipust :)
P.S. Loodan, et ma ei tüüdanud teid liiga tehniliste detailidega?
→
Raadioteleskoop on teatud tüüpi teleskoop ja seda kasutatakse objektide elektromagnetilise kiirguse uurimiseks. See võimaldab uurida astronoomiliste objektide elektromagnetilist kiirgust kandesageduste vahemikus kümnetest MHz kuni kümnete GHz. Teadlased saavad raadioteleskoobi abil vastu võtta objekti enda raadiokiirgust ning saadud andmete põhjal uurida selle omadusi, nagu allikate koordinaate, ruumilist struktuuri, kiirguse intensiivsust, aga ka spektrit ja polarisatsiooni.
Radiokosmilise kiirguse avastas esmakordselt 1931. aastal Ameerika raadioinsener Karl Jansky. Atmosfääri raadiohäireid uurides avastas Jansky pideva raadiomüra. Sel ajal ei osanud teadlane selle päritolu täpselt selgitada ja tuvastas selle allika Linnutee, nimelt temaga keskosa, kus asub galaktika kese. Alles 1940. aastate alguses jätkati Jansky tööd ja panustati sellesse edasine areng raadioastronoomia.
Raadioteleskoop koosneb antennisüsteemist, radiomeetrist ja salvestusseadmetest. Radiomeeter on vastuvõtuseade, mis mõõdab madala intensiivsusega kiirgusvõimsust raadiolainete vahemikus (lainepikkused 0,1 mm kuni 1000 m). Teisisõnu, raadioteleskoop on madalaima sagedusega positsioonil, võrreldes teiste elektromagnetkiirgust uurivate instrumentidega (näiteks infrapunateleskoop, röntgenteleskoop jne).
Antenn on seade taevaobjektide raadiokiirguse kogumiseks. Mis tahes antenni põhiomadused on: tundlikkus (st minimaalne võimalik tuvastamise signaal), samuti nurkeraldusvõime (st võime eraldada kiirgust mitmest üksteise lähedal asuvast raadioallikast).
On väga oluline, et raadioteleskoobil oleks kõrge tundlikkus ja hea eraldusvõime, kuna see võimaldab vaadelda uuritavate objektide väiksemaid ruumilisi detaile. Registreeritav minimaalne voo tihedus DP määratakse järgmise seosega:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
kus P on raadioteleskoobi enda müra võimsus, S on antenni efektiivne pindala, Df on vastuvõetav sagedusriba, t on signaali kogunemisaeg.
Raadioteleskoopides kasutatavad antennid võib jagada mitmeks põhitüübiks (klassifikatsioon tehakse sõltuvalt lainepikkuse vahemikust ja eesmärgist):
Täisava antennid: paraboolantennid (kasutatakse vaatluseks lühilainetel; paigaldatakse pöörlevatele seadmetele), sfääriliste peeglitega raadioteleskoop (laineulatus kuni 3 cm, fikseeritud antenn; antennikiire ruumis liikumine toimub peegli erinevate osade kiiritamise teel) , Krausi raadioteleskoop (lainepikkus 10 cm ; fikseeritud vertikaalselt paiknev sfääriline peegel, millele suunatakse lähtekiirgus kindla nurga all paigaldatud tasapinnalise peegli abil), periskoobi antennid (mõõtmetelt väikesed vertikaalselt ja suured horisontaalsuunas);
Tühjad avaga antennid(kaks tüüpi olenevalt kujutise taasesitamise meetodist: järjestikuse süntees, ava süntees – vt allpool). Lihtsaim seda tüüpi instrument on lihtne raadiointerferomeeter (kahe raadioteleskoobi omavahel ühendatud süsteemid raadioallika samaaegseks vaatlemiseks: sellel on suurem eraldusvõime, näiteks: Aperture fusion interferometer Inglismaal Cambridge'is, lainepikkus 21 cm). Muud antennitüübid: rist (järjestikune fusioon Millsi rist Molongos, Austraalias, lainepikkus 73,5 cm), rõngas (järjestikune termotuumasünteesi tüüpi instrument Kalguris, Austraalias, lainepikkus 375 cm), liitinterferomeeter (ava fusiooniinterferomeeter Flersis, Austraalias, lainepikkus 21) .
Kõige täpsemad töös on täispöörlevad paraboolantennid. Nende kasutamisel suureneb teleskoobi tundlikkus tänu sellele, et sellise antenni saab suunata mis tahes punkti taevas, kogudes raadioallika signaali. Selline teleskoop isoleerib kosmilistest allikatest pärinevad signaalid erinevate mürade taustal. Peegel peegeldab raadiolaineid, mis fokusseeritakse ja jäädvustatakse kiiritaja poolt. Kiiritusseade on poollaine dipool, mis võtab vastu kiirgust antud pikkus lained. Paraboolpeeglitega raadioteleskoopide kasutamise põhiprobleem on see, et pööramisel deformeerub peegel gravitatsiooni mõjul. Just seetõttu, kui läbimõõt suureneb üle ligikaudu 150 m, suurenevad mõõtmiste hälbed. Siiski on väga suuri raadioteleskoope, mis on edukalt töötanud juba aastaid.
Mõnikord kasutatakse edukamate vaatluste jaoks mitut raadioteleskoopi, mis on paigaldatud üksteisest teatud kaugusele. Sellist süsteemi nimetatakse raadiointerferomeetriks (vt eespool). Selle tööpõhimõte on vibratsiooni mõõtmine ja registreerimine elektromagnetväli, mis tekivad üksikute kiirte poolt peegli pinnal või mõnes muus punktis, mida sama kiir läbib. Pärast seda lisatakse kirjed, võttes arvesse faasinihet.
Kui antenni massiiv ei ole pidev, vaid on paigutatud piisavalt suure vahemaa tagant, saate peegli suur läbimõõt. Selline süsteem töötab "ava sünteesi" põhimõttel. Sel juhul määrab eraldusvõime antennide vahelise kauguse, mitte nende läbimõõdu järgi. Seega see süsteem võimaldab teil mitte ehitada tohutuid antenne, vaid saada hakkama vähemalt kolmega, mis asuvad teatud ajavahemike järel. Üks kuulsamaid sedalaadi süsteeme on VLA (Very Large Array). See massiiv asub USA-s, New Mexico osariigis. "Väga suur iluvõre" loodi 1981. aastal. Süsteem koosneb 27 täielikult pöörlevast paraboolantennist, mis paiknevad mööda kahte joont, mis moodustavad tähe “V”. Iga antenni läbimõõt ulatub 25 meetrini. Iga antenn võib rööbasteid mööda liikudes hõivata ühe 72 asendist. VLA tundlikkus vastab 136 kilomeetrise läbimõõduga antennile ja nurklahutus ületab parima optilised süsteemid. Pole juhus, et VLA-d kasutati Merkuurilt vee otsimisel, tähtede ümbritsevate raadiokoroonide ja muude nähtuste otsimisel.
Disaini järgi on raadioteleskoobid enamasti avatud. Kuigi mõnel juhul asetatakse teleskoop peegli kaitsmiseks ilmastikutingimuste eest (temperatuurimuutused ja tuulekoormused) kupli sisse: kindlasse (Highstack Observatory, 37-m raadioteleskoop) või lükandaknaga (11). -m raadioteleskoop Kitt Peakis, USA).
Praegu on raadioteleskoopide kasutamise väljavaated, et need võimaldavad luua sidet riigis asuvate antennide vahel. erinevad riigid ja isegi erinevatel kontinentidel. Selliseid süsteeme nimetatakse väga pika baasjoone raadiointerferomeetriteks (VLBI). 2004. aastal kasutati 18 teleskoobist koosnevat võrku, et jälgida maandurit Huygens Saturni kuul Titanil. Projekteerimisel on 64 antennist koosnev ALMA süsteem. Tulevikuväljavaade on interferomeetri antennide kosmosesse saatmine.
Fotol on Murchisoni raadioastronoomia vaatluskeskus, mis asub Lääne-Austraalias. See sisaldab 36 kompleksi selliste peegelantennidega, mis töötavad 1,4 GHz vahemikus. Iga antenni peapeegli läbimõõt on 12 meetrit. Üheskoos moodustavad need antennid osa ühest suurest raadioteleskoobist Pathfinder. See on praegu suurim raadioteleskoop.
Galaktika uurimisel ja vaatlemisel kasutatakse kümneid peegeldavaid antenne. Nad suudavad vaadata sellistesse kaugustesse, milleks maailma suurim optiline teleskoop Hubble ei suuda. Need antennid töötavad koos ühe suure interferomeetrina ja moodustavad massiivi, mis on võimeline koguma elektromagnetlaineid universumi äärest.
Sajad tuhanded antennid üle maailma on ühendatud üheks raadioteleskoobiks Square Kilometer Array
Sarnased raadioteleskoobid on kasutusel kõikjal maakerale ja paljud neist on kavas ühendada üheks ruutkilomeetrite massiivi (SKA) süsteemiks 2030. aastaks. kogupindala võttes rohkem kui ühe ruutkilomeetrit, nagu nime järgi arvatavasti arvasite. See hõlmab enam kui kaht tuhat Aafrikas asuvat antennisüsteemi ja poolt miljonit kompleksi Lääne-Austraaliast. SKA projektis osaleb 10 riiki: Austraalia, Kanada, Hiina, India, Itaalia, Holland, Uus-Meremaa, Lõuna-Aafrika Vabariik, Rootsi ja Ühendkuningriik:
Keegi pole kunagi midagi sellist ehitanud. SKA raadioteleskoobisüsteem aitab lahendada universumi kõige pakilisemaid saladusi. See suudab mõõta tohutul hulgal pulsareid, tähefragmente ja muud kosmilised kehad, mis kiirgavad mööda oma elektromagnetlaineid magnetpoolused. Vaadeldes sarnaseid objekte mustade aukude läheduses, saab avastada uusi. füüsikalised seadused ja seda võib arendada ühtne teooria kvantmehaanika ja gravitatsioon.
Ehitus ühtne süsteem SKA alustab etappidena väiksemate osadega ja Austraalias asuv Pathfinder on üks neist osadest. Lisaks on hetkel ehitamisel SKA1 süsteem, mis on vaid väike osa tulevasest ruutkilomeetrite massiivist, kuid valmides saab sellest maailma suurim raadioteleskoop.
SKA1 hõlmab kahte osa erinevatel kontinentidel Aafrikas ja Austraalias
SKA1 koosneb kahest osast: SKA1-mid Lõuna-Aafrikas ja SKA1-low Austraalias. SKA1-mid on näidatud alloleval joonisel ja see sisaldab 197 reflektorantenni läbimõõduga 13,5–15 meetrit:
Ja SKA1-low süsteem on kavandatud koguma madala sagedusega raadiolaineid, mis ilmusid kosmoses miljardeid aastaid tagasi, kui objektid nagu tähed, hakkasid alles eksisteerima. Madala SKA1 raadioteleskoop ei kasuta nende raadiolainete vastuvõtmiseks peegeldavaid antenne. Selle asemel paigaldatakse palju väiksemaid pöördväravaid antenne, mis on kavandatud koguma signaale laias sagedusvahemikus, sealhulgas televisiooni- ja FM-sagedusaladel, mis langevad kokku universumi vanimate allikate sagedusega. SKA1-madalad antennid töötavad vahemikus 50 kuni 350 MHz, nende välimus pildil allpool:
2024. aastaks plaanivad SKA projektijuhid paigaldada rohkem kui 131 000 sellist antenni, mis on koondatud klastritesse ja hajutatud üle kõrbe kümnete kilomeetrite kaugusele. Ühte klastrisse tuleb 256 sellist antenni, mille signaalid kombineeritakse ja edastatakse ühe fiiberoptilise sideliini kaudu. Madalsageduslikud antennid töötavad koos, et võtta vastu kiirgust, mis tekkis universumist miljardeid aastaid tagasi. Ja seega aitavad nad mõista füüsikalised protsessid toimub kauges minevikus.
Raadioteleskoopide tööpõhimõte
Üheks ühiseks massiiviks ühendatud antennid töötavad samal põhimõttel nagu optiline teleskoop, ainult raadioteleskoop fokusseerib mitte optilist kiirgust, vaid vastuvõetud raadiolaineid. Füüsikaseadused näevad ette, et mida suurem on vastuvõetav lainepikkus, seda suurem peab olema reflektorantenni läbimõõt. Nii näeb näiteks välja raadioteleskoop ilma vastuvõtuantennisüsteemide ruumilise mitmekesisuseta – Hiina edelaosas Guizhou provintsis töötav viiesajameetrine sfääriline raadioteleskoop FAST. Sellest raadioteleskoobist saab tulevikus osa ka Square Kilometer Array (SKA) projektist:
Kuid peegli läbimõõtu pole võimalik lõputult suurendada ning ülaltoodud fotol oleva interferomeetri rakendamine pole alati ja mitte kõikjal võimalik, seetõttu on vaja kasutada suurt hulka geograafiliselt hajutatud väiksemaid antenne. Näiteks on seda tüüpi raadioastronoomia antenniks Murchison Widefield Array (MWA). MWA antennid töötavad vahemikus 80 kuni 300 MHz:
MWA antennid kuuluvad ka Austraalias SKA1-low süsteemi. Nad on võimelised piiluma ka varase universumi pimedasse perioodi, mida nimetatakse reionisatsiooni ajastuks. See ajastu eksisteeris 13 miljardit aastat tagasi (umbes miljard aastat hiljem suur pauk), kui tärkavad tähed ja muud objektid hakkasid vesinikuaatomitega täidetud universumit kuumutama. Märkimisväärne on see, et nende neutraalsete vesinikuaatomite kiiratavad raadiolained on endiselt tuvastatavad. Lained kiirgasid välja 21 cm lainepikkusel, kuid Maale jõudmise ajaks oli möödunud miljardeid aastaid kestnud kosmiline paisumine, mis venitas neid veel mitme meetri pikkuseks.
MWA antenne hakatakse kasutama kajade tuvastamiseks kaugest minevikust. Astronoomid loodavad, et selle elektromagnetilise kiirguse uurimine aitab paremini mõista, kuidas varajane universum tekkis ja kuidas struktuurid, nagu galaktikad, selle ajastu jooksul kujunesid ja muutusid. Astronoomid märgivad, et see on Universumi evolutsiooni üks peamisi faase, mis on meile täiesti tundmatu.
Alloleval pildil on kujutatud MWA antennidega lõike. Iga sektsioon sisaldab 16 antenni, mis on optilise kiu abil ühendatud ühte võrku:
MWA antennid võtavad raadiolaineid osade kaupa vastu korraga erinevatest suundadest. Sissetulevaid signaale võimendatakse iga antenni keskel paari madala müratasemega võimendiga ja saadetakse seejärel lähedalasuvale kiirkujundajale. Seal annavad erineva pikkusega lainejuhid antenni signaalidele teatud viivituse. Kell õige valiku tegemine Selle viivitusega kiirkujundajad "kallutavad" massiivi kiirgusmustrit nii, et teatud taevapiirkonnast tulevad raadiolained jõuavad antennini samal ajal, nagu võtaks neid vastu üks suur antenn.
MWA antennid on jagatud rühmadesse. Iga rühma signaalid saadetakse ühte vastuvõtjasse, mis jaotab signaalid erinevate sageduskanalite vahel ja saadab need seejärel fiiberoptika kaudu kesksesse observatooriumi hoonesse. Seal korreleeritakse andmeid spetsiaalsete tarkvarapakettide ja graafikatöötlusüksuste abil, korreleerides iga vastuvõtja signaale ja integreerides need aja jooksul. Selline lähenemine loob ühe tugeva signaali, justkui võtaks selle vastu üks suur raadioteleskoop.
Sarnaselt optilise teleskoobiga on ka sellise virtuaalse raadioteleskoobi nähtavusulatus võrdeline sellega füüsiline suurus. Eelkõige peegeldavate või fikseeritud antennide komplektist koosneva virtuaalse teleskoobi puhul, maksimaalne eraldusvõime Teleskoop määratakse selle kauguse järgi mitme vastuvõtva osa vahel. Mida suurem see vahemaa, seda täpsem on eraldusvõime.
Tänapäeval kasutavad astronoomid seda omadust virtuaalsete teleskoopide loomiseks, mis katavad terveid mandreid, võimaldades teleskoobi eraldusvõimet piisavalt suurendada, et näha Linnutee keskel olevaid musti auke. Kuid raadioteleskoobi suurus pole kaugel asuva objekti kohta üksikasjaliku teabe saamiseks ainus nõue. Eraldusvõime kvaliteet sõltub ka vastuvõtuantennide koguarvust, sagedusalast ja antennide asukohast üksteise suhtes.
MWA abil saadud andmed saadetakse superarvutiga sadade kilomeetrite kaugusele lähimasse andmekeskusesse. MWA suudab päevas saata rohkem kui 25 terabaiti andmemahtu ja see kiirus muutub lähiaastatel SKA1-low väljatulekuga veelgi suuremaks. Ja SKA1 madala raadioteleskoobi 131 000 antenni, mis töötavad ühes ühises massiivis, koguvad iga päev rohkem kui terabaidi andmeid.
Ja nii lahendatakse raadioteleskoopide toiteallika probleem. Murchisoni raadioastronoomia observatooriumis tagab antennikomplekside toiteallika päikesepaneelid võimsusega 1,6 megavatti:
Kui veel hiljuti töötasid observatooriumi antennid diiselgeneraatoritel, siis nüüd on sellel lisaks päikesepaneelidele ka tohutul hulgal liitiumioonakusid, mis suudavad salvestada 2,6 megavatt-tundi. Mõned antennimassiivi osad saavad peagi oma päikesepaneelid.
Sellised ambitsioonikaid projekte Rahastamise küsimus on alati üsna terav. Peal Sel hetkel SKA1 ehituseelarve Lõuna-Aafrikas ja Austraalias on ligikaudu 675 miljonit eurot. See on summa, mille määravad 10 projekti liikmesriiki: Austraalia, Kanada, Hiina, India, Itaalia, Holland, Uus-Meremaa, Lõuna-Aafrika, Rootsi ja Ühendkuningriik. Kuid see rahastamine ei kata kõiki SKA1 kulusid, mida astronoomid loodavad. Seega püüab vaatluskeskus kaasata partnerlussuhetesse rohkem riike, mis võiksid rahastamist suurendada.
Järeldus
Raadioteleskoobid võimaldavad vaadelda kaugeid kosmoseobjekte: pulsarid, kvasarid jne. Nii õnnestus näiteks raadioteleskoopi FAST kasutades tuvastada 2016. aastal raadiopulsar:
Pärast pulsari avastamist suudeti kindlaks teha, et pulsar on tuhat korda raskem kui Päike ja seda on maa peal ainult üks kuupsentimeetrit selline aine kaaluks mitu miljonit tonni. Selliste ebatavaliste raadioteleskoopide abil saadava teabe tähtsust on raske üle hinnata.