Teleskop radio moden ialah peranti yang sangat kompleks, yang terdiri terutamanya daripada elemen utama berikut: antena, sistem untuk menggerakkan antena dalam satah menegak dan mendatar, peranti penerima, peranti untuk pra-memproses isyarat yang diterima, dan peranti kawalan antena. Sebagai tambahan kepada unsur-unsur yang disebutkan di atas, radar planet juga mempunyai peranti pemancar dan modulasi, serta sistem penyegerakan.
Radar planet dengan pemancarnya dimatikan biasanya digunakan sebagai teleskop radio untuk memerhatikan pancaran radio planet dan planet lain. benda angkasa. Dalam kes ini, peranti penerima radar sama ada bertukar daripada mod penerimaan jalur sempit kepada mod penerimaan jalur lebar, atau penerima astronomi radio khas - radiometer - dipasang pada teleskop.
Mari kita pertimbangkan peranti utama teleskop radio dan radar planet (Rajah 5).
Antena. Salah satu peranti paling kompleks teleskop radio moden dan radar planet ialah sistem antena. Antena mengumpul tenaga radio daripada sumber cakerawala dan menghantarnya ke peranti penerima. Semakin besar dimensi linear antena, semakin besar besar nilainya Tenaga radio dikumpul oleh antena. Apabila dimensi linear antena meningkat, corak sinarannya mengecil, iaitu, sudut di mana antena menerima sinaran radio secara berkesan berkurangan. Dan dengan itu resolusi sudut antena meningkat dan keuntungannya meningkat. Oleh itu, ahli astronomi radio berusaha untuk mencipta antena sebesar mungkin untuk mengkaji sumber radio dengan dimensi sudut yang kecil.
Antena astronomi radio boleh dibahagikan, dengan analogi dengan teleskop optik, kepada dua kumpulan - pemantul radio (antena tunggal) dan refraktor radio (antena berbilang unsur). Dalam pemantul radio, aliran pelepasan radio dikumpul dan difokuskan oleh sistem "cermin". Isyarat yang difokuskan tiba pada suapan dan dihantar ke peranti penerima melalui laluan penyuap yang menyambungkan antena ke peranti penerima. Dalam refraktor radio, fluks pelepasan radio diterima oleh antena individu dan kemudian ditambah dalam laluan penyuap.
Jenis antena pemantul berikut digunakan dalam astronomi radio: parabola, sfera, tanduk, periskop, profil berubah-ubah. Antena refraktor termasuk Pelbagai jenis sistem interferometrik, antena mod biasa, tatasusunan berfasa dan antena berbentuk silang. Ciri-ciri utama antena beberapa teleskop Soviet dan asing diberikan dalam Jadual. 2.
Antena parabola. Yang paling banyak digunakan di kalangan antena reflektif ialah parabola. Antena ini mempunyai analog mereka dalam optik - lampu sorot dengan reflektor parabola, di mana cahaya dari sumber "titik" ditukar menjadi pancaran selari. Dalam antena parabola, proses berjalan dalam arah yang bertentangan - aliran selari pelepasan radio difokuskan oleh cermin pada fokus paraboloid, di mana ia diterima oleh suapan.
Antena parabola yang digunakan dalam astronomi radio mempunyai saiz yang mengagumkan (Rajah 6 dan 7). Teleskop radio parabola berputar sepenuhnya yang terbesar di Bumi mempunyai cermin dengan diameter 100 m Antenanya berputar 360° dalam azimut dan 90° dalam ketinggian. Berat struktur antena ialah 3200 tan.
Antena parabola hanya boleh beroperasi dalam julat panjang gelombang yang terhad: adalah mustahil untuk mencipta permukaan parabola, akibatnya ketidakteraturan permukaan paraboloid, apabila beroperasi pada panjang gelombang yang sangat pendek, mula memburukkan sifat fokus antena. Ini, seterusnya, membawa kepada kemerosotan dalam kecekapan antena, iaitu, seolah-olah mengurangkan kawasan pembukaan antena yang mengumpul fluks pelepasan radio. Dan kerana apabila panjang gelombang meningkat, corak sinaran antena mengembang dan pada panjang gelombang tertentu antena ini menjadi tidak lagi praktikal untuk digunakan untuk pemerhatian (kerana ini mengurangkan keuntungannya), ahli astronomi radio menggunakan jenis antena lain untuk pengukuran gelombang lebih panjang.
Walau bagaimanapun, walaupun dalam reka bentuk antena parabola yang serupa, panjang gelombang minimum di mana antena masih beroperasi dengan berkesan mungkin berbeza. Ini bergantung pada pembuatan permukaan cermin yang teliti dan pada ubah bentuk cermin apabila orientasinya dalam ruang berubah, serta pada tindakan beban terma dan angin. Sebagai contoh, cermin dengan diameter 22 m antena RT-22 Balai Cerap Astrofizik Crimean lebih tepat dalam reka bentuknya daripada cermin antena dengan dimensi yang sama di Pushchino (Institut Fizikal Akademi Sains USSR).
Antena parabola yang beroperasi dalam julat panjang gelombang milimeter mempunyai diameter tidak melebihi 25 m Antena yang lebih besar beroperasi dengan berkesan dalam julat sentimeter. Antena RT-22 Balai Cerap Astrofizik Crimean boleh beroperasi dengan berkesan pada panjang gelombang tidak lebih pendek daripada 4 mm. Antena Balai Cerap Astronomi Radio Nasional berdiameter 11 m di Puncak Kitt beroperasi pada panjang gelombang maksimum 1.2 mm. Untuk mengurangkan ubah bentuk suhu cermin, antena teleskop radio ini, apabila tidak beroperasi, terletak di bawah kubah dengan diameter 30 m (semasa pengukuran, kubah dibuka sebahagiannya).
Antena sfera. Terdapat hanya beberapa antena astronomi radio di dunia yang mempunyai cermin sfera. Antena ini juga dipanggil "mangkuk bumi", kerana reflektor sfera di dalamnya terletak di permukaan Bumi, dan corak sinaran antena dialihkan dengan menggerakkan suapan. Antena terbesar jenis ini (dengan diameter bukaan 305 m) terletak di pulau itu. Puerto Rico di Amerika Selatan (Balai Cerap Arecibo).
Antena dengan cermin sfera memfokuskan sinaran elektromagnet dengan kurang cekap berbanding antena parabola, tetapi mempunyai kelebihan bahawa ia boleh meninjau (mengimbas) langit dalam sudut pepejal yang lebih besar (tanpa memutarkan cermin itu sendiri, tetapi hanya dengan menyesarkan reflektor dari fokus cermin ). Oleh itu, antena Arecibo membolehkan anda mengalihkan corak sinaran dalam 20° berbanding zenit ke mana-mana arah. Cerminnya terdiri daripada perisai logam yang bahagian bawahnya dilapisi gunung berapi yang telah pupus. Kabel diregangkan pada tiga sokongan gergasi di mana gerabak khas dengan penyinar dan peralatan radio lain yang dipasang di atasnya bergerak (lihat halaman pertama penutup). Antena boleh beroperasi dengan berkesan sehingga panjang gelombang sekurang-kurangnya 10 cm (pada gelombang ini corak sinarannya ialah 1.5′ lebar). Antena di Arecibo, sebelum pembinaan semula, mempunyai permukaan sfera yang diperbuat daripada jejaring logam dan hanya boleh beroperasi dengan berkesan dalam kawasan gelombang panjang julat desimeter (lambda>50 cm). Antena Aresib juga digunakan sebagai antena radar planet, beroperasi pada panjang gelombang 12.5 cm dan mempunyai kuasa purata 450 kW.
Balai Cerap Astrofizik Byurakan mengendalikan antena sfera panjang gelombang terpendek dengan cermin tetap, diameternya ialah 5 m Antena itu adalah prototaip mangkuk 200 meter masa hadapan yang direka untuk Balai Cerap Byurakan, yang, mengikut pengiraan, akan mempunyai satu. panjang gelombang maksimum 3 cm.
Antena tanduk. Tidak seperti antena tanduk cermin (sfera dan parabola) terdiri daripada satu suapan. Tidak banyak antena radio astronomi jenis ini di Bumi. Oleh kerana ciri-cirinya boleh dikira dengan tepat, antena ini digunakan untuk pengukuran ketepatan fluks pelepasan radio daripada sumber tertentu, yang diterima oleh ahli astronomi radio sebagai rujukan. Menggunakan antena tanduk, fluks pancaran radio dari sumber Cassiopeia A diukur dengan tepat dan pancaran radio relik ditemui. Nebula Cassiopeia A ialah salah satu sumber pancaran radio yang paling berkuasa dan digunakan secara meluas oleh ahli astronomi radio untuk penentukuran antena sebagai sumber rujukan.
Antena periskop. Antena periskopik juga digunakan secara meluas dalam astronomi radio, kelebihannya ialah, walaupun saiznya agak besar, ia mempunyai kecekapan yang agak baik. Antena jenis ini terdiri daripada tiga elemen: cermin rata yang berputar mengikut sudut ketinggian; cermin utama memfokus (dalam bentuk silinder sfera atau parabola) dan penyinaran.
Sebuah sfera atau 'cermin parabola' memfokuskan fluks pancaran radio dalam satah mendatar dan menegak. Oleh kerana dimensi linear antena sedemikian dalam arah mendatar adalah jauh lebih besar daripada arah menegak, lebar corak sinaran antena dalam satah mendatar adalah kurang ketara daripada lebar corak berbanding satah menegak. Antena periskop panjang gelombang terpendek dibina di balai cerap Institut Radiofizikal Gorky. Ia berfungsi dengan berkesan hingga ke panjang gelombang 1 mm. Pada panjang gelombang 4 mm, lebar corak sinaran antena ini ialah 45″ dalam satah mengufuk dan 8′ dalam satah menegak.
Antena profil berubah-ubah. Berhampiran kampung Zelenchukskaya, Wilayah Stavropol, teleskop radio RATAN-600 mula beroperasi (Rajah 8). Reka bentuk sistem antenanya menyerupai antena periskop. Walau bagaimanapun, tidak seperti yang terakhir, cermin utama antena ini rata dalam satah menegak. Walaupun dimensinya yang besar (diameter cermin utama ialah 588 m), antena ini boleh beroperasi dengan berkesan sehingga panjang gelombang 8 mm.
Sekarang mari kita pertimbangkan pelbagai jenis antena refraktor yang berkesan digunakan pada gelombang meter.
Antena mod biasa. Antena ini terdiri daripada suapan separuh gelombang individu (dipol), yang membentuk fabrik dengan P penyinar dalam satu arah dan m penyinaran dalam arah ortogon. Jarak antara suapan dalam kedua-dua arah ortogon adalah sama dengan separuh panjang gelombang. Menggunakan antena jenis ini, yang terdiri daripada 64 dipol, pengesanan radar pertama Bulan dilakukan pada panjang gelombang 2.5 m.
Dalam antena mod biasa, penjumlahan isyarat daripada suapan individu dijalankan dalam laluan penyuap. Lebih-lebih lagi, pertama isyarat daripada penyinaran yang terletak di baris yang sama dijumlahkan, dan kemudian penjumlahan dilakukan oleh lantai (atau sebaliknya). Bagaimana bilangan yang lebih besar suapan berturut-turut, semakin sempit corak sinaran antena dalam satah yang melalui barisan dipol ini. Antena mod biasa adalah jalur sempit, iaitu, dalam praktiknya, ia hanya boleh beroperasi pada satu panjang gelombang.
Antena Pusat Komunikasi Angkasa Jarak Jauh USSR, yang terdiri daripada 8 antena parabola yang disusun 4 berturut-turut (Rajah 9), mempunyai keuntungan hampir 8 kali lebih besar daripada keuntungan antena parabola yang berasingan. Antena kompleks ini dibina berdasarkan prinsip tatasusunan antena mod biasa.
Antena berbentuk silang. Perkembangan selanjutnya antena jenis ini ialah antena berbentuk silang . Mereka tidak menggunakan pHt suapan, seperti dalam antena mod biasa, dan P+ t penyinar. Dalam antena ini P iradiator terletak dalam satu arah, dan T penyinar dalam arah yang berserenjang dengannya. Dengan fasa frekuensi tinggi yang sesuai, antena sedemikian mempunyai corak sinaran (dalam satah di atas) serupa dengan antena yang terdiri daripada pHt penyinar. Walau bagaimanapun, keuntungan antena berbentuk silang sedemikian adalah kurang daripada antena mod biasa yang sepadan (terdiri daripada pHt penyinaran). Selalunya antena sedemikian dipanggil antena dengan apertur yang tidak terisi (pembukaan). (Dalam mod biasa atau antena apertur terisi (pHt penyinaran), untuk menukar arah corak sinaran di angkasa, perlu memutar satah penyinari dengan memutarkan tapak alih.)
Dalam tatasusunan berfasa dan antena dengan apertur tidak terisi, perubahan arah corak sinaran dalam salah satu satah biasanya dilakukan dengan menukar hubungan fasa dalam laluan penyuap, dan dalam satah lain - dengan memutarkan sistem antena secara mekanikal .
Antena berbentuk silang terbesar dalam julat dekameter ialah antena teleskop radio UTR-2 Institut Kharkov kejuruteraan radio dan elektronik (Rajah 10). Sistem antena ini terdiri daripada 2040 suapan tetap jalur lebar yang terletak secara selari permukaan bumi dan membentuk dua bahu - "utara-selatan" dan "barat-timur".
Interferometer. Interferometer antena menduduki tempat yang istimewa di kalangan sistem antena. Interferometer radio paling ringkas terdiri daripada dua antena yang disambungkan oleh kabel frekuensi tinggi; isyarat daripada mereka disimpulkan dan dihantar ke peranti penerima. Seperti dalam interferometer optik, perbezaan fasa isyarat yang diterima ditentukan oleh perbezaan laluan sinar, yang bergantung pada jarak antara antena dan arah ketibaan isyarat radio (Rajah 11).
Disebabkan oleh pergerakan sumber radio merentasi sfera cakerawala, ia adalah tepat perubahan dalam perbezaan fasa isyarat yang diterima oleh antena interferometer radio yang berlaku. Ini membawa kepada kemunculan maksima dan minima isyarat gangguan. Pergerakan sumber radio pada sudut tertentu di mana maksimum isyarat gangguan dalam interferometer radio menggantikan minimum adalah bersamaan dengan lebar corak sinarannya. Walau bagaimanapun, tidak seperti antena tunggal, interferometer radio mempunyai corak sinaran berbilang lobus dalam satah yang melalui dasar interferometer. Semakin lebar jarak (tapak) antara antena, semakin sempit lebar lobus gangguan. (Dalam satah ortogon ke pangkal interferometer, corak sinaran ditentukan oleh dimensi antena tunggal interferometer ini.)
Pada masa ini, penciptaan penjana frekuensi yang sangat stabil telah memungkinkan untuk melaksanakan interferometri radio dengan penerimaan bebas. Dalam sistem ini, isyarat frekuensi tinggi diterima oleh setiap dua antena dan ditukar secara bebas kepada frekuensi yang lebih rendah menggunakan isyarat daripada piawaian frekuensi atom yang sangat stabil.
Interferometer dengan penerimaan bebas kini beroperasi dengan pangkalan yang lebih besar daripada saiz benua dan mencapai 10,000 km. Resolusi sudut interferometer tersebut telah mencapai beberapa sepuluh ribu saat lengkok.
Penerima. Salah satu ciri utama teleskop radio dan radar planet ialah sensitiviti - kuasa isyarat minimum yang diterima yang boleh didaftarkan oleh teleskop radio atau radar. Sensitiviti bergantung pada parameter peranti penerima, parameter antena dan ciri-ciri ruang yang mengelilingi antena. Dalam astronomi radio, isyarat radio yang diterima sangat lemah sehinggakan untuk mendaftarkan isyarat ini, ia perlu dikuatkan berkali-kali; Pada masa yang sama, kedua-dua isyarat berguna dan gangguan adalah bersifat bunyi. Ini merumitkan pemisahan mereka dalam peranti penerima.
Peranti penerima teleskop radio - radiometer, mempunyai kepekaan yang tinggi, juga mempunyai kestabilan tinggi ciri-ciri mereka. Oleh kerana sensitiviti penerima ditentukan terutamanya oleh ciri-ciri bahagian frekuensi tingginya, oleh itu, peningkatan perhatian diberikan kepada nod input radiometer. Untuk mengurangkan tahap hingar penerima, penguat frekuensi tinggi "bunyi rendah" berdasarkan tiub gelombang perjalanan atau diod terowong digunakan dalam peranti inputnya, dan penguat paramagnet parametrik atau kuantum juga digunakan. Untuk mendapatkan sensitiviti penerima yang lebih tinggi, komponen frekuensi tingginya disejukkan kepada suhu ultra-rendah (nitrogen cecair atau helium cecair digunakan sebagai penyejuk). Sistem penyejukan menggunakan helium cecair membolehkan suhu unit penerima frekuensi tinggi mencapai 5-10° K.
Untuk memastikan sensitiviti yang tinggi, penerima astronomi radio mesti mempunyai lebar jalur ratusan megahertz atau bahkan beberapa ribu megahertz. Walau bagaimanapun, penerima dengan lebar jalur lebar sedemikian tidak sesuai untuk semua kajian. Oleh itu, mengukur dalam julat radio spektrum penyerapan beberapa gas yang terdapat di atmosfera Bumi dan planet (wap air, oksigen, ozon, dll.) memerlukan lebar jalur maksimum urutan 50 MHz. Kepekaan penerima sedemikian akan menjadi agak rendah. Oleh itu, dalam pengukuran sedemikian, sensitiviti yang diperlukan diperoleh dengan meningkatkan masa pengumpulan isyarat pada output radiometer.
Masa pengumpulan isyarat yang dibenarkan ditentukan oleh skema pengukuran dan masa kehadiran isyarat pelepasan radio dari badan angkasa yang dikaji dalam bidang pandangan antena teleskop radio. Untuk masa pengumpulan (penyatuan) kecil, dikira dalam saat atau berpuluh-puluh saat, ia biasanya dijalankan pada unsur-unsur penapis keluaran radiometer. Untuk masa pengumpulan yang besar, fungsi penyepadu dilakukan oleh komputer.
Semua kaedah yang diterangkan di atas memungkinkan untuk mengurangkan tahap hingar sebanyak ratusan dan ribuan kali. Dalam kes ini, radiometer boleh mengukur keamatan pelepasan radio sepadan dengan suhu hingar 0.003-0.01 ° K (dengan masa pengumpulan 1 s). Walau bagaimanapun, bukan sahaja peranti penerima, tetapi juga sistem penyuap antena mempunyai bunyi sendiri, bunyi yang bergantung pada banyak parameter: suhu, pekali tindakan yang berguna antena, kehilangan tenaga elektromagnet dalam laluan penyuap, dsb.
Dalam astronomi radio, keamatan isyarat bunyi biasanya dicirikan oleh suhu bunyi. Parameter ini ditentukan oleh kuasa hingar dalam jalur laluan bersamaan dengan 1 Hz. Semakin tinggi kecekapan antena, semakin rendah suhu hingarnya, dan oleh itu, semakin tinggi sensitiviti teleskop radio boleh diperolehi.
Gangguan penerimaan radio. Meningkatkan sensitiviti teleskop radio dihadkan oleh gangguan luar asal semula jadi. Gangguan buatan berkurangan dengan ketara disebabkan oleh pemilihan julat frekuensi khusus untuk penyelidikan astronomi radio, di mana operasi stesen radio dan sistem radio berasaskan darat dan angkasa lepas untuk sebarang tujuan adalah dilarang. Untuk mengurangkan pengaruh gangguan industri, teleskop radio terletak jauh dari pusat perindustrian, terutamanya di lubang gunung, kerana telaga terakhir melindungi teleskop radio daripada gangguan industri berasaskan tanah.
Gangguan semula jadi datang daripada pancaran radio dari permukaan bumi dan atmosfera, serta dari angkasa lepas itu sendiri. Untuk mengurangkan pengaruh pancaran radio latar belakang Bumi pada bacaan radiometer, antena teleskop radio direka bentuk sedemikian rupa sehingga corak sinarannya dalam arah ke permukaan Bumi mempunyai pengecilan yang ketara berbanding dengan arah ke arah badan angkasa yang sedang dikaji. .
Disebabkan kehadiran gas di atmosfera bumi yang mempunyai garisan penyerapan molekul dalam julat radio (oksigen, wap air, ozon, karbon monoksida, dll.), atmosfera mengeluarkan isyarat bunyi dalam julat milimeter dan sentimeter dan juga melemahkan yang diterima. pancaran radio benda-benda angkasa dalam julat ini. Keamatan pancaran radio dari atmosfera bergantung dengan ketara pada panjang gelombang - ia meningkat dengan ketara dengan pengurangan panjang gelombang. Pancaran radio atmosfera sangat kuat berhampiran garisan resonans gas yang disebutkan (garisan paling sengit ialah garisan oksigen dan wap air berhampiran panjang gelombang 1.63, 2.5, 5 dan 13.5 mm).
Untuk mengurangkan pengaruh atmosfera, ahli astronomi radio memilih untuk memerhati jasad angkasa di kawasan julat radio yang jauh daripada garisan resonans. Kawasan ini, di mana hingar atmosfera adalah minimum, dipanggil "tingkap ketelusan" atmosfera. Dalam julat milimeter, "tingkap" sedemikian adalah kawasan berhampiran panjang gelombang 1.2; 2.1; 3.2 dan 8.6 mm. Semakin pendek "tetingkap ketelusan" berada dalam julat panjang gelombang yang lebih pendek, semakin besar pengecilan isyarat radio daripada sumber yang dikaji dan semakin tinggi tahap hingar atmosfera. (Pancaran radio dari atmosfera meningkat dengan ketara dengan peningkatan kelembapan. Sebahagian besar wap air terletak di lapisan permukaan atmosfera pada ketinggian sehingga 2-3 km.)
Untuk mengurangkan pengaruh atmosfera pada pengukuran astronomi radio, mereka cuba meletakkan teleskop radio di kawasan yang mempunyai iklim yang sangat kering dan pada altitud tinggi di atas paras laut. Oleh itu, keperluan untuk penempatan teleskop radio dalam banyak cara serupa dengan keperluan untuk penempatan teleskop optik. Oleh itu, teleskop optik selalunya terletak di balai cerap altitud tinggi bersama-sama dengan teleskop radio.
Hasil pemerhatian pelepasan radio kosmik juga dipengaruhi oleh lembapan yang tertumpu di awan dan jatuh sebagai kerpasan. Bunyi atmosfera disebabkan oleh komponen ini meningkat dengan ketara dengan pengurangan panjang gelombang (pada gelombang lebih pendek daripada 3-5 cm). Oleh itu, ahli astronomi radio cuba melakukan pengukuran dalam cuaca tanpa awan.
Sebagai tambahan kepada pelepasan radio atmosfera dan permukaan Bumi, faktor yang mengehadkan sensitiviti teleskop radio ialah sinaran kosmik Galaxy dan Metagalaxy. Dalam julat panjang gelombang desimeter, sentimeter dan milimeter, Metagalaxy memancar seperti jasad hitam mutlak yang dipanaskan pada suhu 2.7° K. Sinaran ini diedarkan secara isotropik di angkasa. Keamatan sinaran dari medium antara bintang di Galaksi bergantung pada arah pemerhatian (keamatan sinaran ke arah Bima Sakti adalah sangat tinggi). Sinaran asal galaksi juga meningkat dengan panjang gelombang pada gelombang lebih daripada 30 cm Oleh itu, pemerhatian pancaran radio dari badan angkasa pada gelombang lebih panjang daripada 50 cm adalah sangat tugasan yang mencabar, yang juga diburukkan oleh pengaruh ionosfera bumi yang semakin meningkat pada gelombang meter.
Pemancar. Untuk mengukur ciri pantulan planet, kuasa purata pemancar radar planet mestilah ratusan kilowatt. Pada masa ini, hanya beberapa radar sedemikian telah dicipta.
Pemancar radar planet beroperasi sama ada tanpa modulasi atau menggunakan beberapa jenis modulasi. Pilihan mod sinaran pemancar bergantung kepada objektif penyelidikan. Oleh itu, mengukur kawasan serakan berkesan dan spektrum "Doppler" isyarat yang dipantulkan dari planet ini tidak memerlukan modulasi dan biasanya dilakukan dengan isyarat yang dipancarkan monokromatik. Pada masa yang sama, julat planet dan pemetaan radar memerlukan isyarat termodulat.
Modulasi nadi pemancar (digunakan dalam penerokaan bulan) tidak dapat memberikan kuasa sinaran purata yang besar, dan oleh itu ia boleh dikatakan tidak digunakan dalam penerokaan planet. Kaedah modulasi frekuensi dan fasa digunakan dalam hampir semua pemancar radar planet terbesar. Oleh itu, radar planet USSR Center for Deep Space Communications menggunakan kaedah modulasi frekuensi linear untuk mengukur julat, dan radar planet Institut Teknologi Massachusetts menggunakan kaedah "pengkunci anjakan fasa pseudo-bunyi".
Pemancar radar planet mesti mempunyai kestabilan frekuensi sinaran yang sangat tinggi (ketidakstabilan relatif pemancar hendaklah mengikut urutan 10 -9). Oleh itu, mereka dibina mengikut skema: penjana kuasa rendah yang stabil + penguat kuasa.
Ciri-ciri utama pemancar yang digunakan dalam radar planet asing, serta ciri-ciri individu radar ini, diberikan dalam Jadual. 3 (lihat ms 38).
Peranti untuk menunjuk antena dan memproses isyarat yang diterima. Teleskop radio moden tidak dapat difikirkan tanpa komputer. Biasanya ia juga menggunakan dua komputer. Salah satu daripadanya beroperasi dalam litar bimbingan dan pengesanan sumber sinaran yang sedang dikaji. Ia menghasilkan isyarat yang berkadar dengan azimut semasa dan sudut ketinggian sumber, yang kemudiannya memasuki unit kawalan pemacu antena. Komputer yang sama juga memantau pelaksanaan arahan kawalan yang betul oleh pemacu antena dengan menganalisis isyarat daripada penderia sudut putaran pemacu ini.
Sistem antena teleskop radio boleh mengubah kedudukan corak sinaran dalam kedua-dua satu dan dua satah. Lazimnya, menukar kedudukan corak sinaran antena dilakukan oleh pergerakan mekanikal antena atau suapan dalam satah yang sepadan. (Pengecualian ialah antena tatasusunan berperingkat, di mana arah penerimaan pelepasan radio diubah dengan menukar hubungan fasa dalam laluan penyuap.)
Antena dengan satu darjah kebebasan biasanya dipasang di sepanjang meridian dan menukar kedudukannya mengikut sudut ketinggian, dan pancaran radio sumber diukur semasa ia melalui meridian geografi di mana teleskop radio berada. Sebilangan besar teleskop radio beroperasi pada prinsip ini. Antena putaran penuh biasanya antena jenis cermin.
Sebagai tambahan kepada sistem panduan ketinggian azimut yang diterima umum, sesetengah teleskop radio menggunakan sistem khatulistiwa, di mana antena teleskop radio boleh diputar secara relatif kepada paksi selari dengan paksi putaran Bumi (sepanjang selari), serta satah ortogon. Sistem penunjuk antena sedemikian memerlukan algoritma yang lebih mudah untuk mengawal kedudukan corak sinaran di angkasa.
Sistem kawalan antena, sebagai tambahan kepada menunjuk dan menjejak sumber yang dipilih, membolehkan untuk meninjau (mengimbas) langit di sekitar tertentu di sekitar sumber. Mod ini digunakan untuk mengukur taburan keamatan pelepasan radio merentasi cakera planet.
Komputer kedua pada teleskop radio moden digunakan untuk pemprosesan utama hasil pengukuran. Isyarat input untuk komputer ini ialah koordinat semasa dan nilai voltan pada output radiometer, berkadar dengan keamatan pancaran radio daripada sumber yang dikaji dan penentukuran. Menggunakan data ini, komputer mengira taburan keamatan pelepasan radio bergantung pada koordinat, iaitu, membina peta suhu kecerahan radio sumber yang dikaji.
Untuk menentukur keamatan isyarat yang diterima, perbandingan pelepasan radio daripada sumber yang dikaji dengan piawaian tertentu, yang boleh sama ada primer atau sekunder, digunakan. Kaedah penyeragaman utama, yang dipanggil " bulan buatan", telah dibangunkan oleh saintis Soviet V. S. Troitsky. Dalam kaedah pengukuran ini, piawaian utama ialah pancaran radio cakera penyerap yang dipasang di hadapan antena teleskop radio. Menggunakan kaedah "bulan buatan", kitaran besar pengukuran ketepatan pelepasan radio dari Bulan dan sumber lain telah dijalankan di Institut Radiofizikal Gorky.
Isyarat pelepasan radio daripada beberapa sumber diskret (contohnya, sumber radio dalam buruj Cassiopeia, Cygnus, Virgo, Taurus, serta beberapa quasar) biasanya digunakan sebagai piawaian sekunder. Kadangkala pelepasan radio Musytari digunakan sebagai piawaian sekunder.
) dan kajian ciri-cirinya, seperti: koordinat, struktur ruang, keamatan sinaran, spektrum dan polarisasi.
Teleskop radio menduduki kedudukan awal, dari segi julat frekuensi, antara instrumen astronomi untuk penyelidikan radiasi elektromagnetik- sinaran terma, boleh dilihat, ultraungu, x-ray dan gamma adalah lebih berfrekuensi tinggi.
Teleskop radio Adalah lebih baik untuk menempatkan jauh dari kawasan berpenduduk utama untuk meminimumkan gangguan elektromagnet daripada stesen radio penyiaran, televisyen, radar dan peranti pemancar lain. Meletakkan balai cerap radio di lembah atau tanah pamah melindunginya dengan lebih baik daripada pengaruh bunyi elektromagnet buatan manusia.
Peranti
Teleskop radio terdiri daripada dua elemen utama: peranti antena dan peranti penerima yang sangat sensitif - radiometer. Radiometer menguatkan pelepasan radio yang diterima oleh antena dan menukarkannya kepada bentuk yang mudah untuk rakaman dan pemprosesan.
Reka bentuk antena teleskop radio sangat pelbagai, kerana julat panjang gelombang yang sangat luas digunakan dalam astronomi radio (dari 0.1 mm hingga 1000 m). Antena teleskop radio yang menerima gelombang mm, cm, dm dan meter selalunya adalah pemantul parabola, serupa dengan cermin pemantul optik konvensional. Penyinaran dipasang pada tumpuan paraboloid - peranti yang mengumpul pancaran radio, yang diarahkan kepadanya oleh cermin. Penyinaran menghantar tenaga yang diterima ke input radiometer, dan, selepas amplifikasi dan pengesanan, isyarat dirakam pada pita alat pengukur elektrik rakaman. Pada teleskop radio moden, isyarat analog daripada output radiometer ditukar kepada digital dan dirakam pada cakera keras dalam bentuk satu atau beberapa fail.
Untuk menentukur ukuran yang diperolehi (membawanya kepada nilai mutlak ketumpatan fluks sinaran), penjana bunyi dengan kuasa yang diketahui disambungkan kepada input radiometer dan bukannya antena.
Bergantung pada reka bentuk antena dan teknik pemerhatian, teleskop radio boleh sama ada ditujukan pada titik tertentu terlebih dahulu sfera cakerawala(yang melaluinya, disebabkan oleh putaran harian objek yang diperhatikan akan lulus), atau berfungsi dalam mod penjejakan objek.
Untuk mengarahkan antena ke kawasan langit yang dikaji, ia biasanya dipasang pada pemasangan Azimuth, yang memberikan putaran dalam azimut dan ketinggian (antena putaran penuh). Terdapat juga antena yang membenarkan putaran terhad sahaja, malah tidak bergerak sepenuhnya. Arah penerimaan dalam jenis antena yang terakhir (biasanya sangat saiz besar) dicapai dengan menggerakkan suapan, yang melihat pelepasan radio yang dipantulkan daripada antena.
Prinsip operasi
Prinsip pengendalian teleskop radio adalah lebih serupa dengan prinsip pengendalian fotometer berbanding teleskop optik. Teleskop radio tidak boleh membina imej secara langsung; ia hanya mengukur tenaga sinaran yang datang dari arah teleskop "melihat." Oleh itu, untuk mendapatkan imej sumber lanjutan, teleskop radio mesti mengukur kecerahannya pada setiap titik.
Disebabkan oleh pembelauan gelombang radio pada apertur teleskop, mengukur arah di sumber mata berlaku dengan beberapa ralat, yang ditentukan oleh corak sinaran antena dan mengenakan had asas pada resolusi instrumen:
di mana adalah panjang gelombang dan diameter apertur. Resolusi tinggi membolehkan anda memerhati butiran spatial yang lebih halus bagi objek yang dikaji. Untuk meningkatkan resolusi, anda perlu sama ada mengurangkan panjang gelombang atau meningkatkan apertur. Walau bagaimanapun, penggunaan panjang gelombang pendek meningkatkan keperluan untuk kualiti permukaan cermin. Oleh itu, mereka biasanya mengambil jalan untuk meningkatkan apertur. Meningkatkan apertur juga menambah baik satu lagi ciri penting - kepekaan. Teleskop radio mesti mempunyai kepekaan yang tinggi untuk memastikan pengesanan yang boleh dipercayai bagi sumber yang paling samar. Sensitiviti ditentukan oleh tahap turun naik ketumpatan fluks:
di manakah kuasa bunyi yang wujud bagi teleskop radio, ialah kawasan antena yang berkesan, ialah jalur frekuensi, dan ialah masa pengumpulan isyarat. Untuk meningkatkan kepekaan teleskop radio, permukaan pengumpulnya ditingkatkan dan penerima hingar rendah serta penguat berdasarkan maser, penguat parametrik, dsb.
Interferometer radio
Selain meningkatkan diameter apertur, terdapat cara lain untuk meningkatkan resolusi (atau menyempitkan corak sinaran). Jika anda mengambil dua antena yang terletak pada jarak yang jauh d(dasar) antara satu sama lain, maka isyarat dari sumber kepada salah satu daripadanya akan tiba lebih awal sedikit daripada yang lain. Jika isyarat daripada dua antena kemudian diganggu, maka daripada isyarat yang terhasil, menggunakan prosedur pengurangan matematik khas, adalah mungkin untuk memulihkan maklumat tentang sumber daripada resolusi yang berkesan. Prosedur pengurangan ini dipanggil sintesis apertur. Gangguan boleh dilakukan dalam perkakasan, dengan membekalkan isyarat melalui kabel dan pandu gelombang kepada pengadun biasa, dan pada komputer dengan isyarat yang sebelum ini didigitalkan dengan setem masa yang tepat dan disimpan pada medium storan. Cara teknikal moden telah memungkinkan untuk mencipta sistem VLBI, yang termasuk teleskop yang terletak di benua yang berbeza dan dipisahkan oleh beberapa ribu kilometer.
Teleskop radio pertama
Rumah - Karl Jansky
Replika teleskop radio Jansky
cerita teleskop radio bermula pada tahun 1931, dengan eksperimen Karl Jansky di tapak ujian Bell Telephone Labs. Untuk mengkaji arah kedatangan gangguan kilat, dia membina antena satu arah terkutub menegak daripada jenis kanvas Bruce. Dimensi struktur ialah 30.5 m panjang dan 3.7 m tinggi. Kerja telah dijalankan pada panjang gelombang 14.6 m (20.5 MHz). Antena disambungkan kepada penerima sensitif, pada outputnya terdapat perakam dengan pemalar masa yang lama.
Rekod sinaran yang diterima oleh Jansky pada 24 Februari 1932. Maxima (anak panah) ulang selepas 20 minit. - tempoh putaran penuh antena.
Pada Disember 1932, Yansky telah melaporkan hasil pertama yang diperoleh dengan pemasangannya. Artikel itu melaporkan penemuan itu “... desis berterusan asal tidak diketahui» , yang “... sukar untuk dibezakan daripada desisan yang disebabkan oleh bunyi peralatan itu sendiri. Arah kedatangan gangguan mendesis berubah secara beransur-ansur sepanjang hari, membuat revolusi lengkap dalam 24 jam.". Dalam dua kertas kerjanya yang seterusnya, pada Oktober 1933 dan Oktober 1935, Karl Jansky secara beransur-ansur membuat kesimpulan bahawa sumber gangguan barunya adalah kawasan tengah galaksi kita. Selain itu, tindak balas yang paling besar diperoleh apabila antena diarahkan ke arah pusat Bima Sakti.
Jansky menyedari bahawa kemajuan dalam astronomi radio akan memerlukan antena yang lebih besar dengan corak yang lebih tajam, yang sepatutnya mudah berorientasikan dalam pelbagai arah. Beliau sendiri mencadangkan reka bentuk antena parabola dengan cermin berdiameter 30.5 m untuk operasi pada gelombang meter. Bagaimanapun, cadangannya tidak mendapat sokongan di Amerika Syarikat.
Kelahiran Semula - Grout Reber
Pada tahun 1937, Grout Reber, seorang jurutera radio dari Weton (AS, Illinois) mula berminat dengan karya Jansky dan mereka bentuk belakang rumah di rumah ibu bapanya, antena dengan reflektor parabola dengan diameter 9.5 m antena ini mempunyai pelekap meridian, iaitu, ia hanya dikawal oleh ketinggian, dan perubahan kedudukan lobus rajah dalam kenaikan kanan adalah. dicapai kerana putaran Bumi. Antena Reber adalah lebih kecil daripada Jansky, tetapi beroperasi pada panjang gelombang yang lebih pendek, dan corak sinarannya lebih tajam. Antena Reber mempunyai rasuk kon dengan lebar 12° pada separuh kuasa, manakala rasuk antena Jansky mempunyai bentuk kipas dengan lebar 30° pada separuh kuasa pada bahagian yang paling sempit.
Pada musim bunga tahun 1939, Reber menemui sinaran pada panjang gelombang 1.87 m (160 MHz) dengan kepekatan ketara dalam satah Galaxy dan menerbitkan beberapa keputusan.
Peta radio langit yang diperoleh oleh Grout Reber pada tahun 1944.
Memperbaiki peralatannya, Reber melakukan tinjauan sistematik di langit dan pada tahun 1944 menerbitkan peta radio langit pertama pada panjang gelombang 1.87 m Peta dengan jelas menunjukkan kawasan tengah Bima Sakti dan sumber radio yang terang dalam buruj Sagittarius, Cygnus A, Cassiopeia A, dan Puppis. Kad Reber agak bagus walaupun dibandingkan dengan peta moden, panjang gelombang meter.
Selepas Perang Dunia II, penambahbaikan teknologi yang ketara telah dilakukan dalam bidang astronomi radio oleh saintis di Eropah, Australia dan Amerika Syarikat. Maka bermulalah perkembangan astronomi radio, yang membawa kepada pembangunan panjang gelombang milimeter dan submilimeter, membolehkan seseorang mencapai resolusi yang lebih tinggi dengan ketara.
Klasifikasi teleskop radio
Pelbagai panjang gelombang, pelbagai objek penyelidikan dalam astronomi radio, kepantasan pembangunan fizik radio dan pembinaan teleskop radio, dan sejumlah besar pasukan ahli astronomi radio bebas telah membawa kepada pelbagai jenis teleskop radio. Adalah wajar untuk mengklasifikasikan teleskop radio mengikut sifat mengisi aperturnya dan mengikut kaedah memfasakan medan gelombang mikro (pemantul, pembiasan, rakaman bebas medan):
Antena Apertur Terisi
Antena jenis ini adalah serupa dengan cermin teleskop optik dan merupakan yang paling mudah dan paling biasa digunakan. Antena apertur yang diisi hanya mengumpul isyarat daripada objek yang diperhatikan dan memfokuskannya pada penerima. Isyarat yang dirakam sudah mengandungi maklumat saintifik dan tidak memerlukan sintesis. Kelemahan antena tersebut ialah resolusi rendahnya. Antena apertur yang diisi boleh dibahagikan kepada beberapa kelas berdasarkan bentuk permukaan dan kaedah pemasangannya.
Paraboloid putaran
Hampir semua antena jenis ini dipasang pada pelekap Alt-Az dan boleh diputar sepenuhnya. Kelebihan utama mereka ialah teleskop radio sedemikian boleh, seperti teleskop optik, ditujukan kepada objek dan membimbingnya. Justeru, pemerhatian boleh dilakukan pada bila-bila masa asalkan objek yang dikaji berada di atas ufuk. Wakil biasa: Teleskop Radio Green Bank, RT-70, Teleskop Radio Kalyazin.
Silinder parabola
Pembinaan antena putaran penuh dikaitkan dengan kesukaran tertentu yang berkaitan dengan jisim besar struktur tersebut. Oleh itu, sistem tetap dan separa mudah alih dibina. Kos dan kerumitan teleskop tersebut meningkat dengan lebih perlahan apabila saiznya bertambah. Silinder parabola mengumpul sinar bukan pada satu titik, tetapi pada garis lurus selari dengan generatriknya (garis fokus). Kerana ini, teleskop jenis ini mempunyai corak sinaran tidak simetri dan resolusi berbeza di sepanjang paksi yang berbeza. Satu lagi kelemahan teleskop tersebut ialah, disebabkan pergerakan terhad, hanya sebahagian daripada langit yang tersedia untuk pemerhatian. Wakil: Teleskop radio Universiti Illinois, teleskop India di Ooty.
Laluan sinar dalam teleskop Nance
Antena dengan pemantul rata
Untuk bekerja pada silinder parabola, beberapa pengesan perlu diletakkan pada garis fokus, isyarat dari mana ditambah dengan mengambil kira fasa. Ini tidak mudah dilakukan pada gelombang pendek kerana kerugian besar dalam talian komunikasi. Antena dengan pemantul rata membolehkan anda bertahan dengan hanya satu penerima. Antena sedemikian terdiri daripada dua bahagian: cermin rata alih dan paraboloid tetap. Cermin boleh alih "ditunjuk" pada objek dan memantulkan sinar ke paraboloid. Paraboloid menumpukan sinar pada titik fokus di mana penerima berada. Teleskop sedemikian hanya mempunyai sebahagian daripada langit yang tersedia untuk pemerhatian. Wakil: Teleskop radio Kraus, Teleskop radio besar di Nance.
Mangkuk tanah
Keinginan untuk mengurangkan kos pembinaan membawa ahli astronomi kepada idea untuk menggunakan pelepasan semula jadi sebagai cermin teleskop. Wakil jenis ini ialah 300 meter. Ia terletak di dalam lubang benam karst, bahagian bawahnya diturap dengan kepingan aluminium dalam bentuk spheroid. Penerima digantung pada sokongan khas di atas cermin. Kelemahan instrumen ini ialah ia hanya boleh mengakses langit dalam 20° daripada zenit.
Tatasusunan antena (antena mod biasa)
Teleskop sedemikian terdiri daripada banyak penyinar asas (dipol atau lingkaran) yang terletak pada jarak kurang daripada panjang gelombang. Terima kasih kepada kawalan tepat fasa setiap elemen, adalah mungkin untuk mencapai resolusi tinggi dan kawasan yang berkesan. Kelemahan antena sedemikian ialah ia dihasilkan untuk panjang gelombang yang ditetapkan dengan ketat. Wakil: Teleskop radio BSA di Pushchino.
Antena Bukaan Kosong
Yang paling penting untuk tujuan astronomi ialah dua ciri teleskop radio: resolusi dan kepekaan. Dalam kes ini, sensitiviti adalah berkadar dengan kawasan antena, dan resolusi adalah berkadar dengan saiz maksimum. Oleh itu, antena pekeliling yang paling biasa memberikan resolusi paling teruk untuk kawasan berkesan yang sama. Oleh itu, teleskop dengan kawasan yang kecil tetapi resolusi tinggi muncul dalam astronomi radio. Antena sedemikian dipanggil antena bukaan kosong, kerana ia mempunyai "lubang" dalam apertur yang melebihi panjang gelombang. Untuk mendapatkan imej daripada antena sedemikian, pemerhatian mesti dijalankan dalam mod sintesis apertur. Untuk sintesis apertur, dua antena operasi serentak adalah mencukupi, terletak pada jarak tertentu, yang dipanggil asas. Untuk memulihkan imej sumber, anda perlu mengukur isyarat di semua pangkalan yang mungkin dengan langkah tertentu sehingga maksimum.
Jika terdapat hanya dua antena, maka anda perlu menjalankan pemerhatian, kemudian menukar tapak, menjalankan pemerhatian pada titik seterusnya, menukar pangkalan sekali lagi, dan lain-lain. Sintesis ini dipanggil konsisten. Interferometer radio klasik berfungsi berdasarkan prinsip ini. Kelemahan sintesis berjujukan ialah ia memakan masa dan tidak dapat mendedahkan kebolehubahan sumber radio dari semasa ke semasa. masa yang singkat. Oleh itu ia lebih kerap digunakan sintesis selari. Ia melibatkan banyak antena (penerima) sekaligus, yang pada masa yang sama menjalankan pengukuran untuk semua pangkalan yang diperlukan. Wakil: Palang Utara di Itali, teleskop radio DKR-1000 di Pushchino.
Saya meneruskan cerita tentang perjalanan Tahun Baru ke "tanah teleskop" yang saya mulakan (teleskop optik terbesar di Eurasia dengan diameter cermin monolitik utama 6 m). Kali ini kita akan bercakap tentang dua saudaranya - teleskop radio RATAN-600 dan RTF-32. Yang pertama disenaraikan dalam Buku Rekod Guinness, dan yang kedua adalah sebahagian daripada satu-satunya kompleks interferometrik radio "Kvazar" yang sentiasa beroperasi di Rusia. By the way, kini kompleks Kvazar sedang bermain peranan penting dalam operasi sistem GLONASS. Mari bercakap tentang segala-galanya dengan lebih terperinci dan semudah yang mungkin!
Sekarang mari kita berseronok! :)
Untuk sains, kelebihan utama teleskop ialah berbilang frekuensi (julat dari 0.6 hingga 35 GHz) dan medan bebas aberasi yang besar (yang membolehkan pengukuran hampir serta-merta spektrum radio sumber kosmik dalam julat frekuensi yang luas), resolusi tinggi dan kepekaan tinggi dalam suhu kecerahan (yang membolehkan penyelidikan struktur lanjutan, seperti turun naik sinaran latar belakang gelombang mikro pada skala sudut kecil, tidak boleh dicapai walaupun dengan kapal angkasa khusus dan instrumen berasaskan tanah).
Teleskop terdiri daripada dua pemantul utama:
1. Reflektor bulat (di sebelah kanan dan sepanjang keseluruhan imej).
Ini yang paling banyak sebahagian besar teleskop radio, ia terdiri daripada 895 elemen pemantul segi empat tepat berukuran 11.4 kali 2 meter, terletak dalam bulatan dengan diameter 576 meter. Mereka boleh bergerak dalam tiga darjah kebebasan. Reflektor bulat dibahagikan kepada 4 sektor bebas, dinamakan sempena bahagian dunia: utara, selatan, barat, timur. Jumlah kawasan ialah 12,000 m² Elemen pemantul setiap sektor dijajarkan dalam parabola, membentuk jalur pemantul dan fokus antena terletak pada fokus jalur tersebut.
2. Reflektor rata (kiri).
Reflektor rata terdiri daripada 124 elemen rata dengan ketinggian 8.5 meter dan panjang keseluruhan 400 meter. Unsur-unsur boleh berputar tentang paksi mendatar yang terletak berhampiran aras tanah. Untuk menjalankan beberapa ukuran, reflektor boleh dikeluarkan dengan menjajarkan permukaannya dengan satah tanah. Reflektor digunakan sebagai cermin periskopik. Semasa operasi, fluks pelepasan radio yang mengenai reflektor rata dihalakan ke arah sektor selatan reflektor bulat. Setelah dipantulkan dari reflektor bulat, gelombang radio difokuskan pada penyinaran, yang dipasang pada rel gelang. Dengan memasang penyinari dalam kedudukan tertentu dan menyusun semula cermin, anda boleh mengarahkan teleskop radio ke titik tertentu di langit. Mod penjejakan sumber juga mungkin, di mana penyinaran terus bergerak, dan cermin juga disusun semula.
12. Pandangan reflektor rata dengan sisi terbalik. Mekanisme yang menggerakkan plat boleh dilihat.
13. Teleskop radio mempunyai lima kabin penyinaran penerima yang dipasang pada platform kereta api dengan peralatan penerima radio dan pemerhati. Ada yang menyerupai kereta api berperisai, yang lain menyerupai kapal asing. Dalam foto kita melihat dua kabin sedemikian. Seperti yang dirancang, platform boleh bergerak di sepanjang salah satu daripada 12 laluan jejari, yang menyediakan set azimut tetap dalam kenaikan 30°. Penempatan semula penyinar di antara trek sepatutnya dilakukan menggunakan meja putar pusat (di tengah foto)... Ini bertujuan, tetapi kemudian ini ditinggalkan (dan itu sudah cukup) dan meja putar tidak digunakan, dan sebahagian daripada rel telah dibongkar.
14. Pada akhir tahun 1985, pemantul-penyinari kon tambahan telah dipasang. Asasnya adalah cermin sekunder kon, di mana penyinaran terletak. Ia membolehkan anda menerima sinaran daripada keseluruhan reflektor bulat, sambil mencapai resolusi maksimum teleskop radio. Walau bagaimanapun, dalam mod ini, hanya sumber radio boleh diperhatikan yang arahnya menyimpang dari zenit tidak lebih daripada ±5 darjah. Penyinaran ini paling kerap muncul dalam ilustrasi yang berkaitan dengan teleskop, mungkin kerana penampilannya yang asing :)
15. Ia juga baik untuk mengeluarkan teleskop radio am dari platform atas penyinaran ini. Secara umum, saya gembira kerana ada peluang untuk mendaki :) Tidak ada peluang seperti itu di RTF-32.
Dengan cara ini, terdapat rasa ingin tahu yang membawa kepada pembentukan "legenda bandar" tempatan yang berterusan. Apabila pemerhatian pertama dibuat di RATAN, untuk mengelakkan gangguan daripada kenderaan, lalu lintas di sepanjang kampung Zelenchukskaya berhampiran RATAN dihentikan. Sifat tertutup teleskop dan kekurangan maklumat yang mencukupi tentang struktur ini, berhampiran dengan kampung dan saiznya yang mengagumkan, menimbulkan pelbagai mitos di kalangan penduduk tempatan - bahawa RATAN didakwa "menyinari". Mungkin khabar angin ini juga difasilitasi oleh nama "penyinari" - walaupun sebenarnya mereka tidak mengeluarkan apa-apa, tetapi hanya menerima isyarat.
16. Kabin No. 1 berada dalam kedudukan, pemerhatian akan bermula dalam beberapa minit, tetapi buat masa ini kami dijemput untuk masuk ke dalam "kereta api berperisai" ini.
14. Panduan kami dan tempat kerja pemerhati.
Apakah tugas yang ditetapkan untuk RATAN?
- pengesanan nombor besar sumber kosmik pelepasan radio, mengenal pasti mereka dengan objek angkasa;
- kajian pelepasan radio dari bintang;
- kajian quasar dan galaksi radio;
- kajian badan sistem suria;
- kajian kawasan peningkatan pelepasan radio di Matahari, strukturnya, medan magnet;
- pengesanan isyarat buatan asal luar angkasa (SETI);
- penyelidikan sinaran latar belakang gelombang mikro kosmik.
Teleskop meneroka objek astronomi pada keseluruhan jarak di Alam Semesta: dari yang paling dekat - Matahari, angin suria, planet dan satelitnya di sistem suria dan kepada sistem bintang yang paling jauh - galaksi radio, quasar dan latar belakang gelombang mikro kosmik. Lebih 20 program saintifik pemohon domestik dan asing sedang dijalankan di teleskop radio.
Menurut projek " Kod genetik Universe" pada RATAN-600, semua komponen sinaran latar belakang dikaji pada semua skala sudut. Pemerhatian harian Matahari dengan teleskop radio memberikan unik, dilengkapi dengan instrumen lain, maklumat tentang sifat plasma suria dalam julat ketinggian dari kromosfera ke korona yang lebih rendah, iaitu, kawasan atmosfera Matahari di mana yang berkuasa dilahirkan suar suria. Maklumat ini memungkinkan untuk meramalkan wabak aktiviti suria yang menjejaskan kesejahteraan manusia dan operasi sistem tenaga di planet ini. Pada masa ini, arkib data pemerhatian RATAN-600 mengandungi lebih daripada setengah juta rekod objek radio.
15. Dan inilah rupa radiometer, alat pengukur dan rakaman. Ada yang kekal sejak pemerhatian pertama, dan ada yang telah digantikan dengan peralatan moden. Satu perkara boleh dikatakan - teleskop radio hidup dan berkembang, juga menjadi platform percubaan untuk jurutera.
16. Ini menyimpulkan lawatan kami ke RATAN-600: teleskop radio sarat dengan pemerhatian dan adalah mustahil untuk mengalih perhatian orang yang bekerja di sana.
Jadi, RATAN-600 masih merupakan cermin reflektor terbesar di dunia dan teleskop radio utama di Rusia, yang beroperasi di "tingkap ketelusan" pusat atmosfera bumi dalam julat panjang gelombang 1-50 cm Tiada teleskop radio lain di dunia yang mempunyai pertindihan frekuensi sedemikian dengan keupayaan untuk menjalankan pemerhatian serentak pada semua frekuensi. Terima kasih kepadanya dan BTA yang berdekatan, ahli astronomi di seluruh dunia mengetahui nama-nama kampung di Republik Zelenchuk dan Karachay-Cherkess.
17. Saya mengambil gambar di bahagian atas "UFO", sebagai cenderahati :)
P.S. Saya harap saya tidak terlalu membosankan anda dengan butiran teknikal?
→
Teleskop radio ialah sejenis teleskop dan digunakan untuk mengkaji sinaran elektromagnet objek. Ia membolehkan anda mengkaji sinaran elektromagnet objek astronomi dalam julat frekuensi pembawa dari puluhan MHz hingga puluhan GHz. Menggunakan teleskop radio, saintis boleh menerima pancaran radio objek sendiri dan, berdasarkan data yang diperoleh, mengkaji ciri-cirinya, seperti koordinat sumber, struktur ruang, keamatan sinaran, serta spektrum dan polarisasi.
Sinaran radiokosmik pertama kali ditemui pada tahun 1931 oleh Karl Jansky, seorang jurutera radio Amerika. Semasa mengkaji gangguan radio atmosfera, Jansky menemui bunyi radio yang berterusan. Pada masa itu, saintis tidak dapat menerangkan dengan tepat asal usulnya dan mengenal pasti sumbernya Bima Sakti, iaitu dengan beliau bahagian tengah, di mana pusat galaksi terletak. Hanya pada awal 1940-an, kerja Jansky diteruskan dan disumbangkan perkembangan selanjutnya astronomi radio.
Teleskop radio terdiri daripada sistem antena, radiometer dan peralatan rakaman. Radiometer ialah peranti penerima yang mengukur kuasa sinaran intensiti rendah dalam julat gelombang radio (panjang gelombang dari 0.1 mm hingga 1000 m). Dalam erti kata lain, teleskop radio menduduki kedudukan frekuensi terendah berbanding dengan instrumen lain yang mana sinaran elektromagnet dikaji (contohnya, teleskop inframerah, teleskop sinar-X, dsb.).
Antena ialah peranti untuk mengumpul pancaran radio daripada objek angkasa. Ciri-ciri penting mana-mana antena ialah: kepekaan (iaitu, isyarat minimum yang mungkin untuk pengesanan), serta resolusi sudut (iaitu, keupayaan untuk memisahkan pelepasan daripada beberapa sumber radio yang terletak berdekatan antara satu sama lain).
Adalah sangat penting bahawa teleskop radio mempunyai kepekaan yang tinggi dan resolusi yang baik, kerana inilah yang memungkinkan untuk memerhatikan butiran spatial yang lebih kecil bagi objek yang dikaji. DP ketumpatan fluks minimum yang direkodkan ditentukan oleh hubungan:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
di mana P ialah kuasa bunyi teleskop radio sendiri, S ialah kawasan berkesan antena, Df ialah jalur frekuensi yang diterima, t ialah masa pengumpulan isyarat.
Antena yang digunakan dalam teleskop radio boleh dibahagikan kepada beberapa jenis utama (pengkelasan dibuat bergantung pada julat panjang gelombang dan tujuan):
Antena Bukaan Penuh: antena parabola (digunakan untuk pemerhatian pada gelombang pendek; dipasang pada peranti berputar), teleskop radio dengan cermin sfera (julat gelombang sehingga 3 cm, antena tetap; pergerakan dalam ruang rasuk antena dilakukan dengan menyinari bahagian cermin yang berbeza) , teleskop radio Kraus (panjang gelombang 10 cm ; cermin sfera yang terletak menegak tetap, yang sinaran sumbernya diarahkan menggunakan cermin rata yang dipasang pada sudut tertentu), antena periskop (bersaiz kecil secara menegak dan besar dalam arah mendatar) ;
Antena Bukaan Kosong(dua jenis bergantung pada kaedah pembiakan imej: sintesis berjujukan, sintesis apertur - lihat di bawah). Instrumen paling ringkas jenis ini ialah interferometer radio ringkas (sistem saling berkait dua teleskop radio untuk pemerhatian serentak sumber radio: ia mempunyai resolusi yang lebih besar, contoh: Interferometer gabungan apertur di Cambridge, England, panjang gelombang 21 cm). Jenis antena lain: silang (campuran berturut-turut Mills cross di Molongo, Australia, panjang gelombang 73.5 cm), cincin (instrumen jenis gabungan berturut-turut di Kalgur, Australia, panjang gelombang 375 cm), interferometer kompaun (interferometer gabungan apertur di Flers , Australia, panjang gelombang 21) .
Yang paling tepat dalam operasi ialah antena parabola putaran penuh. Jika ia digunakan, sensitiviti teleskop dipertingkatkan disebabkan oleh fakta bahawa antena sedemikian boleh diarahkan ke mana-mana titik di langit, mengumpul isyarat daripada sumber radio. Teleskop sedemikian mengasingkan isyarat daripada sumber kosmik dengan latar belakang pelbagai bunyi. Cermin memantulkan gelombang radio, yang difokuskan dan ditangkap oleh penyinaran. Penyinaran ialah dipol separuh gelombang yang menerima sinaran panjang yang diberikan ombak. Masalah utama dengan menggunakan teleskop radio dengan cermin parabola ialah apabila diputar, cermin itu berubah bentuk di bawah pengaruh graviti. Disebabkan ini, apabila diameter bertambah melebihi kira-kira 150 m, sisihan dalam ukuran meningkat. Walau bagaimanapun, terdapat teleskop radio yang sangat besar yang telah beroperasi dengan jayanya selama bertahun-tahun.
Kadang-kadang, untuk pemerhatian yang lebih berjaya, beberapa teleskop radio digunakan, dipasang pada jarak tertentu antara satu sama lain. Sistem sedemikian dipanggil interferometer radio (lihat di atas). Prinsip operasinya adalah untuk mengukur dan merekodkan getaran medan elektromagnet, yang dihasilkan oleh sinar individu pada permukaan cermin atau titik lain yang melaluinya sinar yang sama. Selepas ini, rekod ditambah dengan mengambil kira peralihan fasa.
Jika susunan antena dibuat tidak berterusan, tetapi dijarakkan pada jarak yang cukup besar, maka anda akan mendapat cermin diameter besar. Sistem sedemikian berfungsi berdasarkan prinsip "sintesis apertur". Dalam kes ini, resolusi ditentukan oleh jarak antara antena, dan bukan dengan diameternya. Oleh itu, sistem ini membolehkan anda tidak membina antena yang besar, tetapi untuk bertahan dengan sekurang-kurangnya tiga, terletak pada selang waktu tertentu. Salah satu sistem yang paling terkenal seperti ini ialah VLA (Very Large Array). Susunan ini terletak di Amerika Syarikat, negeri New Mexico. "Grille Sangat Besar" telah dicipta pada tahun 1981. Sistem ini terdiri daripada 27 antena parabola berputar sepenuhnya, yang terletak di sepanjang dua baris membentuk huruf "V". Diameter setiap antena mencapai 25 meter. Setiap antena boleh menduduki satu daripada 72 kedudukan semasa bergerak di sepanjang landasan kereta api. Kepekaan VLA sepadan dengan antena dengan diameter 136 kilometer dan resolusi sudut melebihi yang terbaik sistem optik. Bukan kebetulan bahawa VLA digunakan dalam pencarian air di Mercury, korona radio di sekitar bintang dan fenomena lain.
Dengan reka bentuk, teleskop radio paling kerap dibuka. Walaupun dalam beberapa kes, untuk melindungi cermin daripada keadaan cuaca (perubahan suhu dan beban angin), teleskop diletakkan di dalam kubah: kubah pepejal (Balai Cerap Timbunan Tinggi, teleskop radio 37-m) atau dengan tingkap gelongsor (11). -m teleskop radio di Kitt Peak, Amerika Syarikat).
Pada masa ini, prospek untuk menggunakan teleskop radio adalah bahawa mereka memungkinkan untuk mewujudkan komunikasi antara antena yang terletak di negara berbeza dan juga di benua yang berbeza. Sistem sedemikian dipanggil interferometer radio garis dasar yang sangat panjang (VLBI). Rangkaian 18 teleskop telah digunakan pada tahun 2004 untuk memerhatikan pendaratan Huygens di bulan Saturnus Titan. Sistem ALMA, yang terdiri daripada 64 antena, sedang direka bentuk. Prospek untuk masa depan ialah pelancaran antena interferometer ke angkasa lepas.
Foto menunjukkan Balai Cerap Astronomi Radio Murchison, yang terletak di Australia Barat. Ia termasuk 36 kompleks dengan antena cermin sedemikian beroperasi dalam julat 1.4 GHz. Diameter cermin utama setiap antena ialah 12 meter. Bersama-sama, antena ini membentuk sebahagian daripada satu teleskop radio besar, Pathfinder. Ini adalah teleskop radio terbesar yang wujud hari ini.
Berpuluh-puluh antena reflektif digunakan untuk penyelidikan dan pemerhatian galaksi. Mereka dapat melihat ke dalam jarak sedemikian sehingga teleskop optik terbesar di dunia, Hubble, tidak mampu melakukannya. Bersama-sama, antena ini berfungsi sebagai satu interferometer besar dan membentuk susunan yang mampu mengumpul gelombang elektromagnet dari pinggir alam semesta.
Beratus-ratus ribu antena di seluruh dunia digabungkan menjadi satu teleskop radio, Tatasusunan Kilometer Persegi.
Teleskop radio yang serupa digunakan di seluruh ke dunia, dan kebanyakannya dirancang untuk digabungkan menjadi satu sistem Tatasusunan Kilometer Persegi (SKA) menjelang 2030, dengan jumlah kawasan mengambil lebih daripada satu kilometer persegi, seperti yang anda mungkin meneka dari namanya. Ia akan merangkumi lebih daripada dua ribu sistem antena yang terletak di Afrika dan setengah juta kompleks dari Australia Barat. Projek SKA melibatkan 10 negara: Australia, Kanada, China, India, Itali, Belanda, New Zealand, Afrika Selatan, Sweden dan United Kingdom:
Tiada siapa yang pernah membina sesuatu seperti ini. Sistem teleskop radio SKA akan membantu menyelesaikan misteri alam semesta yang paling mendesak. Ia akan dapat mengukur sejumlah besar pulsar, serpihan bintang dan lain-lain badan kosmik, memancarkan gelombang elektromagnet sepanjang mereka kutub magnet. Dengan memerhati objek serupa berhampiran lubang hitam, objek baharu boleh ditemui. undang-undang fizikal dan boleh dibangunkan teori bersatu mekanik kuantum dan graviti.
Pembinaan sistem bersatu SKA bermula secara berperingkat dengan bahagian komponen yang lebih kecil dan Pathfinder di Australia akan menjadi salah satu daripada bahagian tersebut. Di samping itu, sistem SKA1 kini sedang dalam pembinaan, yang hanya akan menjadi sebahagian kecil daripada Susunan Kilometer Persegi masa hadapan, tetapi apabila siap ia akan menjadi teleskop radio terbesar di dunia.
SKA1 akan merangkumi dua bahagian di benua berbeza di Afrika dan Australia
SKA1 akan terdiri daripada dua bahagian: SKA1-pertengahan di selatan Afrika, dan SKA1-rendah di Australia. SKA1-mid ditunjukkan dalam rajah di bawah dan akan merangkumi 197 antena pemantul dengan diameter 13.5 hingga 15 meter setiap satu:
Dan sistem rendah SKA1 akan direka bentuk untuk mengumpul gelombang radio frekuensi rendah yang muncul di angkasa berbilion tahun yang lalu, apabila objek seperti bintang, baru mula wujud. Teleskop radio rendah SKA1 tidak akan menggunakan antena pemantul untuk menerima gelombang radio ini. Sebaliknya, banyak antena turnstile yang lebih kecil akan dipasang, direka untuk mengumpul isyarat dalam pelbagai frekuensi, termasuk televisyen dan jalur FM, yang bertepatan dengan frekuensi sumber tertua di alam semesta. Antena rendah SKA1 beroperasi dalam julat dari 50 hingga 350 MHz, mereka penampilan gambar di bawah:
Menjelang 2024, pemimpin projek SKA merancang untuk memasang lebih daripada 131,000 antena sedemikian, dikumpulkan dalam kelompok dan bertaburan di padang pasir sejauh berpuluh-puluh kilometer. Satu kluster akan merangkumi 256 antena sedemikian, yang isyaratnya akan digabungkan dan dihantar melalui satu talian komunikasi gentian optik. Antena frekuensi rendah akan bekerjasama untuk menerima sinaran yang berasal dari alam semesta berbilion tahun dahulu. Dan dengan itu, mereka akan membantu untuk memahami proses fizikal berlaku pada masa lalu yang jauh.
Prinsip operasi teleskop radio
Antena digabungkan menjadi satu tatasusunan biasa berfungsi pada prinsip yang sama seperti teleskop optik, hanya teleskop radio tidak memfokuskan sinaran optik, tetapi menerima gelombang radio. Undang-undang fizik menentukan bahawa semakin tinggi panjang gelombang yang diterima, semakin besar diameter antena pemantul mestilah. Ini, sebagai contoh, rupa teleskop radio tanpa kepelbagaian ruang bagi sistem antena penerima - teleskop radio sfera lima ratus meter yang beroperasi dengan FAST di wilayah barat daya Guizhou di China. Teleskop radio ini juga akan menjadi sebahagian daripada projek Square Kilometer Array (SKA) pada masa hadapan:
Tetapi tidak mungkin untuk meningkatkan diameter cermin selama-lamanya, dan pelaksanaan interferometer seperti dalam foto di atas tidak selalu dan tidak mungkin di mana-mana, jadi perlu menggunakan sejumlah besar antena yang lebih kecil yang tersebar secara geografi. Sebagai contoh, jenis antena untuk astronomi radio ini ialah Murchison Widefield Array (MWA). Antena MWA beroperasi dalam julat dari 80 hingga 300 MHz:
Antena MWA juga merupakan sebahagian daripada sistem rendah SKA1 di Australia. Mereka juga dapat mengintip zaman gelap alam semesta awal yang dipanggil era pengionan semula. Zaman ini wujud 13 bilion tahun dahulu (kira-kira satu bilion tahun selepas itu letupan Besar), apabila bintang yang baru lahir dan objek lain mula memanaskan alam semesta yang dipenuhi dengan atom hidrogen. Apa yang mengagumkan ialah gelombang radio yang dipancarkan oleh atom hidrogen neutral ini masih boleh dikesan. Gelombang itu dipancarkan pada panjang gelombang 21 cm, tetapi apabila ia sampai ke Bumi, berbilion tahun pengembangan kosmik telah berlalu, meregangkannya beberapa meter lagi.
Antena MWA akan digunakan untuk mengesan gema dari masa lalu yang jauh. Ahli astronomi berharap bahawa mengkaji sinaran elektromagnet ini akan membawa kepada pemahaman yang lebih mendalam tentang bagaimana alam semesta awal terbentuk, dan bagaimana struktur seperti galaksi terbentuk dan berubah semasa era ini. Ahli astronomi menyatakan bahawa ini adalah salah satu fasa utama semasa evolusi Alam Semesta, yang tidak diketahui sepenuhnya oleh kita.
Imej di bawah menunjukkan bahagian dengan antena MWA. Setiap bahagian mengandungi 16 antena, yang disambungkan ke dalam satu rangkaian menggunakan gentian optik:
Antena MWA menerima gelombang radio dalam bahagian dari arah yang berbeza pada masa yang sama. Isyarat masuk dikuatkan di tengah setiap antena oleh sepasang penguat hingar rendah dan kemudian dihantar ke beamformer berdekatan. Di sana, pandu gelombang dengan panjang yang berbeza memberikan kelewatan tertentu kepada isyarat antena. Pada membuat pilihan yang tepat Dengan kelewatan ini, pembentuk pancaran "mencondongkan" corak sinaran tatasusunan supaya gelombang radio yang datang dari kawasan tertentu di langit mencapai antena pada masa yang sama, seolah-olah ia diterima oleh satu antena besar.
Antena MWA dibahagikan kepada kumpulan. Isyarat daripada setiap kumpulan dihantar ke penerima tunggal, yang mengedarkan isyarat antara saluran frekuensi yang berbeza dan kemudian menghantarnya ke bangunan pusat cerap melalui gentian optik. Di sana, menggunakan pakej perisian khusus dan unit pemprosesan grafik, data dikaitkan, mendarabkan isyarat daripada setiap penerima dan menyepadukannya dari semasa ke semasa. Pendekatan ini mencipta satu isyarat kuat, seolah-olah ia diterima oleh satu teleskop radio besar.
Seperti teleskop optik, julat keterlihatan teleskop radio maya sedemikian adalah berkadar dengannya saiz fizikal. Khususnya, untuk teleskop maya yang terdiri daripada satu set antena pemantul atau tetap, resolusi maksimum Teleskop ditentukan oleh jaraknya antara beberapa bahagian penerima. Lebih jauh jarak ini, lebih tepat resolusinya.
Hari ini, ahli astronomi menggunakan harta ini untuk mencipta teleskop maya yang merentangi seluruh benua, membolehkan resolusi teleskop itu ditingkatkan cukup untuk melihat lubang hitam di tengah Bima Sakti. Tetapi saiz teleskop radio bukanlah satu-satunya keperluan untuk mendapatkan maklumat terperinci tentang objek yang jauh. Kualiti resolusi juga bergantung pada jumlah bilangan antena penerima, julat frekuensi dan lokasi antena secara relatif antara satu sama lain.
Data yang diperoleh menggunakan MWA dihantar ratusan kilometer ke pusat data terdekat dengan superkomputer. MWA boleh menghantar lebih daripada 25 terabait data setiap hari dan kelajuan ini akan menjadi lebih tinggi pada tahun-tahun akan datang dengan keluaran SKA1-rendah. Dan 131,000 antena dalam teleskop radio rendah SKA1, berfungsi dalam satu tatasusunan biasa, akan mengumpul lebih daripada satu terabait data setiap hari.
Dan ini adalah bagaimana masalah dengan bekalan kuasa teleskop radio diselesaikan. Di Balai Cerap Astronomi Radio Murchison, bekalan kuasa ke kompleks antena disediakan oleh panel solar dengan kapasiti 1.6 megawatt:
Sehingga baru-baru ini, antena balai cerap berjalan pada penjana diesel, tetapi kini, sebagai tambahan kepada panel solar, ia juga mempunyai sejumlah besar pek bateri litium-ion yang boleh menyimpan 2.6 megawatt-jam. Beberapa bahagian susunan antena akan menerima panel solar mereka sendiri tidak lama lagi.
begitu projek bercita-cita tinggi Isu pembiayaan sentiasa agak meruncing. hidup masa ini Anggaran pembinaan untuk SKA1 di Afrika Selatan dan Australia adalah kira-kira €675 juta. Ini ialah jumlah yang ditetapkan oleh 10 negara ahli projek: Australia, Kanada, China, India, Itali, Belanda, New Zealand, Afrika Selatan, Sweden dan United Kingdom. Tetapi pembiayaan ini tidak menampung kos penuh SKA1 yang diharapkan oleh ahli astronomi. Jadi balai cerap cuba membawa lebih banyak negara ke dalam perkongsian yang boleh meningkatkan pembiayaan.
Kesimpulan
Teleskop radio memungkinkan untuk memerhati objek angkasa jauh: pulsar, quasar, dll. Ini adalah bagaimana, sebagai contoh, menggunakan teleskop radio FAST adalah mungkin untuk mengesan pulsar radio pada tahun 2016:
Selepas penemuan pulsar, adalah mungkin untuk menentukan bahawa pulsar itu seribu kali lebih berat daripada Matahari dan hanya ada satu di bumi. sentimeter padu bahan sedemikian akan menimbang beberapa juta tan. Sukar untuk menilai terlalu tinggi kepentingan maklumat yang boleh diperoleh menggunakan teleskop radio yang luar biasa itu.