РАДИОТЕЛЕСКОП

РАДИОТЕЛЕСКОП

       

устройство для приёма и измерения радиоизлучения косм. объектов в диапазоне от декаметровых до миллиметровых длин волн (в пределах «окна прозрачности» земной атмосферы для радиоволн). Измерения на более длинных волнах производят из космоса. Р. состоит из антенны и измерителя малых мощностей — радиометра (рис.). Радиометр усиливает принятое антенной в рабочей полосе частот Df излучение и преобразует его в форму, удобную для дальнейшей обработки и регистрации: анализа поляризации косм. радиоизлучения, частотных особенностей (спектр), временных хар-к (импульсное излучение). Фиксируемая Р. плотность потока радиоизлучения во многих случаях составляет ничтожную величину =1 мЯн, т. е. 10-29 Вт/(м2•Гц).

Важным параметром Р. явл. шумовая температура Тш, характеризующая суммарную мощность Р излучения радиометра и излучения, собираемого антенной от земли и наземных источников, от атмосферы, ионосферы и из косм. пространства (P=kTшDf).

Рис. Схематич. изображение радиотелескопа: А— зеркало антенны; R — кабина радиометра;D1 и D2 — диаграммы направленности антенны и облучателя антенны; L — поворотное устройство радиотелескопа; S —источник косм. радиоизлучения; ft— падающее на зеркало излучение.

Это излучение явл. шумовым фоном, из к-рого выделяют сигнал от исследуемого косм. объекта. Р. способен зарегистрировать сигнал, мощность к-рого превышает суммарную мощность шумов на величину, характеризуемую приращением антенной темп-ры DTш=Tш/(?(Df•t), где t — время накопления сигнала. Чувствительность Р. DTш во многом зависит от шумовой темп-ры радиометра, поэтому в Р. применяются малошумящие усилители: мазерные, параметрич. и транзисторные. Миним. темп-ру шумов (=10 К) имеют мазерные усилители, их применение снижает в отдельных случаях Tш до 15 К. Параметрич. усилители обеспечивают снижение Тш до 80—100 К, а в охлаждаемых устройствах до 50 К, Транзисторные усилители успешно работают в сантиметровом и дециметровом диапазонах, их шумовые темп-ры при охлаждении усилителя до 20 К равны 15—35 К. Качество Р., кроме чувствительности, определяется также угловым разрешением — шириной главного лепестка диаграммы направленности антенны ja=l/d, где l — рабочая длина волны P., d — размер. апертуры (раскрыва) антенны. Т. к. радиоволны на много порядков длиннее оптических, то угловое разрешение даже самого крупного Р. не превышает углового разрешения невооружённого глаза.

Для оптимизации параметров Р. (чувствительности, разрешающей способности) созданы два класса Р.— с 1 полной апертурой и с незаполненной апертурой. Р. с полной апертурой собирают энергию со всей геом. площади антенны. К таким антеннам относятся зеркальные антенны и антенные решётки, состоящие из диполей.

Наиболее распространены Р. с зеркальными антеннами параболической формы (диаметром до 100 м), собирающими параллельный пучок падающих на антенну лучей в фокус, где располагается облучатель антенны. Такие Р. позволяют осуществлять приём космического радиоизлучения вплоть до сантиметровых и даже миллиметровых волн.

В отличие от параболоида, сферич. зеркало собирает энергию в определённом объёме (из-за сферич. аберрации), и для фокусировки излучения в одну точку применяют вторичное зеркало. Преимущество сферич. зеркала заключается в том, что оно может быть неподвижным, следовательно, более точным. Перестановка же Р. в заданное направление осуществляется перемещением вторичного зеркала с облучателем, т. е. использованием для работы разл. участков сферического зеркала.

Частным случаем зеркальной антенны является перископическая система с усечённым параболич. или сферич. зеркалом и плоским переотражающим зеркалом. По углу места антенна устанавливается при помощи плоского зеркала, а в азимутальном направлении — передвижением облучателя. К Р. этого типа относится РАТАН-600, крупнейший сов. Р., установленный близ станицы Зеленчукская на Кавказе. Он состоит из 900 отражателей размером 7,4X2 м, установленных по кольцу диаметром 588 м. Каждый из щитов-отражателей передвигается т. о., чтобы падающее на него излучение радиоисточника отражалось синфазно в фокальную точку Р.

Оптимальное соотношение чувствительности и углового разрешения было найдено в инструментах с неполной апертурой. Простейшим инструментом данного типа явл. радиоинтерферометр, антенна к-рого состоит из двух небольших элементов — антенн, разнесённых на большое расстояние друг от друга и соединённых между собой высокочастотным кабелем. Радиоинтерферометр имеет многолепестковую диаграмму направленности. Ширина лепестка определяется расстоянием В между антеннами, от него зависит и угловое разрешение инструмента jи=l/B. В отличие от обычного Р., интерферометр измеряет не яркостную температуру той или иной части (точки) объекта, а одну из гармоник в спектре пространственных частот распределения радиояркости. Номер гармоники, измеряемой интерферометром, определяется длиной базы В. Наблюдая источник на радиоинтерферометре, одна из антенн к-рого занимает последовательно разл. точки на большой площади (заполняет большую апертуру), можно измерить весь спектр пространственных частот, характеризующих распределение радиояркости объекта. Затем по данному спектру восстанавливается (обратным фурье-преобразованием) распределение радиояркости объекта с угловым разрешением, соответствующим угловому разрешению Р. с апертурой, полученной синтезом последовательных измерений во всех её точках.

Инструменты апертурного синтеза получили широкое распространение, с их помощью достигнуто высокое разрешение. Так, антенная решётка радиоинтерферометра в Нью-Мексико (США) имеет форму буквы Y и состоит из 27 полноповоротных параболич. антенн диаметром 25 м, длина двух плеч равна 21 км и третьего 19 км. Антенны могут передвигаться по спец. рельсовому пути. Р. работает на волнах 1,3; 2,6 и 18—21 см, угловое разрешение достигает 0,1", т. е. превышает разрешение лучших оптич. телескопов. К этому классу Р. может быть отнесён и РАТАН-600. Изображение объекта может быть синтезировано из его последовательных наблюдений в разных азимутах.

Особое место занимает радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами, или независимая радиоинтерферометрия (РСДБ). Сигналы, принятые на двух далеко разнесённых антеннах, могут быть после преобразования (понижения частоты) записаны на лентах. Для синхронизации записей на обоих пунктах одновременно на лентах записываются маркёры времени. Преобразование и синхронизация записей проводятся при помощи сигналов от атомных стандартов частоты. Далее записи считываются на вычислит. центре и перемножаются — выделяется коррелированный сигнал, соответствующий интенсивности к.-л. гармоники распределения яркости исследуемого объекта. Элементы интерферометра физически не связаны между собой и длина базы может быть сделана сколь угодно большой.

В условиях Земли угловое разрешение интерферометров достигает 10-4 секунды дуги.

Исторически первым Р. может быть назван инструмент, построенный К. Янским (США, 1931) для изучения грозовых помех на волне 4,6 м. Его антенна состояла из синфазно соединённых полуволновых диполей. При помощи этого инструмента было обнаружено излучение Млечного Пути. Первый спец. Р. был создан Г. Ребером (США) в кон. 30-х гг. Р. имел зеркальную параболич. антенну диаметром 9,5 м и радиометры на волны трёх длин: 9, 33 и 187 см. Ребером были получены первые радиокарты неба и обнаружено радиоизлучение Солнца. Фактически радиоастрономия как наука сформировалась после 2-й мировой войны, когда на основе радиолокаторов были созданы достаточно совершенные Р. и разработаны методы приёма слабых радиосигналов. Угловое разрешение первых Р. было недостаточным и его повысили простым способом — наблюдением косм. радиоисточников, восходящих над поверхностью моря. Прямой и отражённый от поверхности моря сигналы интерферируют, образуя интерференц. минимумы и максимумы. Р. как бы отражается в зеркале моря, и инструмент оказывается состоящим из двух далеко разнесённых антенн, расстояние между к-рыми и определяет угловое разрешение. Не менее эффективным оказался метод покрытий. В момент покрытия радиоисточника Луной возникает дифракция на краю Луны, по дифракционной картине можно судить об угловом размере источника. Ширина дифракц. лепестков, определяющая разрешение Р., в этом методе j=?l/D, где D — расстояние до Луны. На метровых волнах этот метод позволяет получить разрешение порядка неск. десятков секунд. Значительно более высокое разрешение было получено методом мерцаний. Сигнал от радиоисточника, проходя через неоднородности косм. среды (движущиеся облака ионизованного газа ионосферы, межпланетной и межзвёздной среды), искажается, в результате на поверхности Земли наблюдается «бегущая» дифракц. картина, источник мерцает. Величина мерцаний зависит от относит. угловых размеров облаков и источника, а характерное время мерцаний — от скорости этих облаков. Угловое разрешение на ионосферных неоднородностях составляет неск. угловых минут, на межпланетных =0,3—0,05", на межзвёздных =10-6 секунды дуги.

Современные Р. позволили не только обнаружить тысячи косм. радиоисточников (Солнце, планеты, нейтронные звёзды, пульсары, мазерные источники в галактич. туманностях, галактики, квазары), но и исследовать их тонкую радиоструктуру. В радиодиапазоне были открыты спектральные линии многих хим. элементов, неорганич. и сложных органич. молекул, что позволило приоткрыть завесу над процессами образования звёзд и планетных систем. Открытие микроволнового фонового излучения (т. н. реликтового излучения) в диапазоне длин волн от 102 до 10-2 см явилось важным подтверждением модели «горячей Вселенной» (см. КОСМОЛОГИЯ).

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

РАДИОТЕЛЕСКОП

- устройство для приёма радиоизлучения космич. объектов. Состоит из трёх осн. частей: антенны, малошумящего приёмника ( радиометра )и анализатора сигналов.

Антенна радиотелескопа собирает падающее на неё радиоизлучение с определ. участка неба, угл. размеры к-рого определяются шириной диаграммы направленности. Эффективность антенны зависит от её эфф. площади и шумовой температуры. Антенна находится в поле излучения Земли, к-рое соответствует шумовой темп-ре ок. 300 К. Чтобы избежать "засветки" излучением Земли, принимаются спец. меры. Используют т. н. скалярные (коррегированные) облучатели антенн. Такой облучатель представляет собой конич. рупор с ребристой поверхностью. Он обеспечивает максимально возможный приём сигнала со всей геом. поверхности зеркала антенны и минимально возможный вне его. Шумовая темп-pa антенны достигает мин. значений при использовании Кассегреновской (или Грегорианской) системы облучения (аналогичной соответствующим схемам оптических телескопов )в сочетании со скалярным облучателем во вторичном фокусе. В такой системе облучаемое вторичное зеркало находится на фоне неба, что уменьшает "засветку" излучением Земли. Яркостная температура неба в диапазоне сантиметровых и миллиметровых радиоволн составляет всего неск. градусов. Чтобы снизить потери, определяемые поглощением в атмосфере, Р. миллиметрового диапазона устанавливают высоко в горах.

Приёмник Р. имеет низкий уровень шумов. Для обеспечения минимальности шумовой темп-ры системы антенна - приёмник охлаждается не только усилитель, но и облучатель или его входная часть до 15-20 К. Шумовая темп-pa малошумящих транзисторных усилителей ~ 1-20 К и примерно равна частоте, выраженной в ГГц. На волнах миллиметрового диапазона применяются также квантовые усилители и параметрические усилители. После усиления сигнал обычно поступает на смеситель, где смешивается с сигналом гетеродина, и далее на анализатор. Это может быть просто квадратичный детектор, на выходе к-рого сигнал пропорционален измеряемой мощности (темп-ре), анализатор импульсного излучения пульсаров, спектроанали-затор, система записи на широкополосный магнитофон (в случае наблюдений в режиме радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами). Результаты наблюдений обрабатываются на ЭВМ.

Для снижения разл. "паразитных" эффектов при измерении слабых сигналов от космич. объектов применяют ряд методов. Расчётная чувствительность измерений шумового сигнала определяется ра-диометрич. выигрышем, равным в случае широких полос пропускания Df~1 ГГц и времени накопления сигналов dT !20мкК (при Т _с! 20 К). Чтобы выделить сигнал такого малого уровня, необходимо компенсировать (вычесть) собств. шумы аппаратуры и фона, напр. при помощи источника пост. тока. Это простейший случай - компенсац. метод. Однако реальная техн. чувствительность определяется стабильностью коэф. усиления аппаратуры, флуктуациями в атмосфере и т. д. Снижение влияния этих факторов достигается методами амплитудной, диаграммной, частотной модуляции; нулевым, корреляционным. В методе амплитудной модуляции непосредственно на входе приёмника происходят быстрое сравнение измеряемой величины (сигнал объекта) с сигналом эталона (эквивалента) и выделения разностного сигнала на выходе приёмника. Если эталонный сигнал близок к измеряемой величине, то изменения уровня собств. шумов аппаратуры практически не влияют на измеряемую величину. Чувствительность этого метода Практически полное исключение влияния изменения коэф. усиления радиометра достигается в нулевом методе - темп-pa эквивалента непрерывно подстраивается системой обратной связи под исследуемую темп-ру так, чтобы сигнал на выходе равнялся нулю. Измеряемой величиной в этом случае является темп-pa шумов эквивалента. В качестве эквивалента может быть выбрана близлежащая площадка неба, т. е. антенна попеременно наводится то на источник, то на площадку рядом с ним - диаграммная модуляция. При этом практически исключается влияние атмосферы. Диаграммная модуляция может осуществляться путём качания вторичного зеркала в системе Кассегрена, переключением выходов двух облучателей (расположенных в фокальной плоскости зеркальной антенны) либо переключением фазы сигнала в радиоинтерферометре. В случае спектральных исследований переключение может осуществляться по частоте, т. е. сравниваться с шумами вне спектральной линии,- частотная модуляция. В поляризац. и радиоинтерференц. измерениях часто применяют корреляц. приём сигналов - двухканальный приёмник выделяет коррелированную составляющую сигнала. Собств. шумы аппаратуры в таком приёмнике не коррелируют между собой, в то время как принимаемый сигнал от точечного источника будет когерентным, т. е. будет коррелировать на выходе радиометра. Аналогичное явление происходит при приёме поляризов. сигнала источника на два ортогональных облучателя.

Лит. см. при ст. Антенна радиотелескопа, Апертурный синтез. Л. И. Матвеенко.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.