Šiuolaikinis radijo teleskopas yra labai sudėtingas įrenginys, susidedantis daugiausia iš šių pagrindinių elementų: antenos, antenos judėjimo vertikalioje ir horizontalioje plokštumose sistemos, priėmimo įtaiso, gauto signalo išankstinio apdorojimo įrenginio ir antenos valdymo įtaisas. Be minėtų elementų, planetinis radaras taip pat turi perdavimo ir moduliavimo įrenginį bei sinchronizavimo sistemą.
Planetiniai radarai su išjungtais siųstuvais dažniausiai naudojami kaip radijo teleskopai planetų ir kitų planetų radijo spinduliuotei stebėti. dangaus kūnai. Tokiu atveju radaro priėmimo įrenginys arba persijungia iš siaurajuosčio priėmimo režimo į plačiajuosčio ryšio priėmimo režimą, arba ant teleskopo yra sumontuotas specialus radijo astronominis imtuvas – radiometras.
Panagrinėkime pagrindinius radijo teleskopų ir planetinių radarų įrenginius (5 pav.).
Antenos. Vienas iš sudėtingiausių šiuolaikinio radijo teleskopo ir planetinio radaro prietaisų yra antenų sistema. Antena surenka radijo energiją iš dangaus šaltinio ir perduoda ją priimančiam įrenginiui. Kuo didesni antenos linijiniai matmenys, tuo didelė vertė Radijo energiją surenka antena. Didėjant antenos linijiniams matmenims, jos spinduliavimo modelis siaurėja, ty kampas, kuriuo antena efektyviai priima radijo spinduliuotę, mažėja. Dėl to padidėja antenos kampinė skiriamoji geba ir padidėja jos stiprinimas. Todėl radijo astronomai stengiasi sukurti kuo didesnes antenas, kad būtų galima tirti mažų kampinių matmenų radijo šaltinius.
Radijo astronomijos antenas galima suskirstyti pagal analogiją su optiniais teleskopais į dvi grupes – radijo reflektorius (vienos antenos) ir radijo refraktorius (daugiaelementes antenas). Radijo atšvaituose radijo spinduliuotės srautą surenka ir sufokusuoja „veidrodinė“ sistema. Sufokusuotas signalas patenka į tiekimą ir perduodamas į priimantį įrenginį per tiekimo kelią, jungiantį anteną su priimančiu įrenginiu. Radijo refraktoriuose radijo spinduliuotės srautą priima atskiros antenos, o po to susumuojamas tiekimo kelyje.
Radijo astronomijoje naudojamos šių tipų reflektorinės antenos: parabolinės, sferinės, raginės, periskopo, kintamo profilio. Refraktorinės antenos apima įvairių tipų interferometrinės sistemos, bendrojo režimo antenos, fazinės matricos ir kryžminės antenos. Pagrindinės kai kurių sovietinių ir užsienio teleskopų antenų charakteristikos pateiktos lentelėje. 2.
Parabolinės antenos. Tarp atspindinčių antenų plačiausiai naudojamos parabolinės. Šios antenos turi savo analogą optikoje - prožektorius su paraboliniu reflektoriumi, kuriame šviesa iš „taškinio“ šaltinio paverčiama lygiagrečiu pluoštu. Parabolinėje antenoje procesas vyksta priešinga kryptimi – lygiagretus radijo spinduliuotės srautas sufokusuojamas veidrodžiu paraboloido židinyje, kur jį priima tiekimas.
Radijo astronomijoje naudojamos parabolinės antenos yra įspūdingo dydžio (6 ir 7 pav.). Didžiausias visiškai besisukantis parabolinis radijo teleskopas Žemėje turi 100 m skersmens veidrodį. Jo antena sukasi 360° azimutu ir 90° aukštyje. Antenos konstrukcijos svoris yra 3200 tonų.
Parabolinės antenos gali veikti tik ribotame bangų ilgių diapazone: visiškai neįmanoma sukurti parabolinio paviršiaus, dėl kurio paraboloido paviršiaus nelygumai, veikiant labai trumpiems bangos ilgiams, pradeda bloginti jo fokusavimo savybes. antena. Tai, savo ruožtu, pablogina antenos efektyvumą, ty tarsi sumažina antenos, renkančios radijo spinduliuotės srautą, atidarymo plotą. O kadangi didėjant bangos ilgiui, antenos spinduliuotės modelis plečiasi ir esant tam tikram bangos ilgiui ši antena tampa nebepraktiška naudoti stebėjimams (kadangi tai sumažina jos stiprinimą), radijo astronomai naudoja kitų tipų antenas ilgesnių bangų matavimams.
Tačiau net ir esant identiškoms parabolinių antenų konstrukcijoms, minimalus bangos ilgis, kuriuo antena vis dar veiksmingai veikia, gali skirtis. Tai priklauso nuo kruopštaus veidrodžio paviršiaus pagaminimo ir nuo veidrodžio deformacijos keičiantis jo orientacijai erdvėje, taip pat nuo šiluminių ir vėjo apkrovų veikimo. Pavyzdžiui, Krymo astrofizinės observatorijos RT-22 antenos 22 m skersmens veidrodis yra tikslesnis nei panašių matmenų antenos veidrodis Pushchino mieste. Fizikos institutas SSRS mokslų akademija).
Parabolinės antenos, veikiančios milimetro bangos ilgio diapazone, turi ne didesnį kaip 25 m skersmenį. Didesnės antenos efektyviai veikia centimetrų diapazone. Krymo astrofizinės observatorijos RT-22 antena gali efektyviai veikti ne trumpesniais kaip 4 mm bangos ilgiais. 11 m skersmens Nacionalinės radijo astronomijos observatorijos antena ant Kitt Peak veikia maksimaliu 1,2 mm bangos ilgiu. Siekiant sumažinti veidrodžio temperatūrines deformacijas, šio radijo teleskopo antena, kai ji neveikia, yra po 30 m skersmens kupolu (matuojant kupolas dalinai atidaromas).
Sferinės antenos.Įjungta gaublys Yra tik kelios (radijoastronomijos antenos su sferiniu veidrodžiu. Šios antenos dar vadinamos „žemės dubenimis“, nes jose esantis sferinis reflektorius yra Žemės paviršiuje, o antenos spinduliavimo raštas keičiamas judant tiekimą Didžiausia tokio tipo antena (kurios angos skersmuo 305 m) yra Puerto Riko saloje Pietų Amerikoje (Arecibo observatorija).
Antenos su sferiniais veidrodžiais elektromagnetinę spinduliuotę sufokusuoja ne taip efektyviai nei parabolinės antenos, tačiau turi pranašumą, kad gali apžvelgti (nuskaityti) dangų didesniu erdviniu kampu (nesukant paties veidrodžio, o tik išstumiant atšvaitą nuo veidrodžio židinio). ). Taigi, Arecibo antena leidžia perkelti spinduliuotės modelį 20° zenito atžvilgiu bet kuria kryptimi. Jo veidrodis susideda iš metalinių skydų, išklotų užgesusio ugnikalnio apačioje. Kabeliai ištempti ant trijų milžiniškų atramų, kuriomis juda specialus vežimėlis su jame sumontuotais švitintuvais ir kita radijo įranga (žr. pirmąjį viršelio puslapį). Antena gali efektyviai veikti iki mažiausiai 10 cm bangos ilgio (esant šiai bangai jos spinduliavimo modelis yra 1,5′ pločio). Arecibo antena prieš rekonstrukciją turėjo sferinį paviršių, pagamintą iš metalinio tinklelio ir galėjo efektyviai veikti tik ilgosios bangos ilgio decimetro diapazone (lambda> 50 cm). Aresib antena taip pat naudojama kaip planetinė radaro antena, veikianti 12,5 cm bangos ilgiu, o vidutinė galia 450 kW.
Byurakan astrofizikos observatorijoje veikia trumpiausio bangos ilgio sferinė antena su fiksuotu veidrodžiu, kurios skersmuo – 5 m. Antena yra būsimojo 200 metrų dubens, skirto Byurakan observatorijai, prototipas, kuris, remiantis skaičiavimais, turės a. maksimalus bangos ilgis 3 cm.
Garso antenos. Skirtingai nuo veidrodžio (sferinės ir parabolinės), rago antenos susideda iš vieno tiekimo. Tokio tipo radijo astronomijos antenų Žemėje nėra daug. Dėl to, kad jų charakteristikas galima tiksliai apskaičiuoti, šios antenos naudojamos tiksliam radijo spinduliuotės srautų iš tam tikrų šaltinių matavimams, kuriuos radijo astronomai priima kaip etaloninius. Naudojant rago anteną, Cassiopeia A šaltinio radijo spinduliuotės srautas buvo tiksliai išmatuotas ir aptikta reliktinė radijo emisija. Cassiopeia A ūkas yra vienas iš galingiausių radijo spinduliuotės šaltinių, kurį radijo astronomai plačiai naudoja antenoms kalibruoti kaip atskaitos šaltinį.
Periskopo antenos. Periskopo antenos taip pat plačiai naudojamos radijo astronomijoje, kurių pranašumas yra tas, kad, nepaisant gana didelių dydžių, jos turi gana gerą efektyvumą. Šio tipo antenos susideda iš trijų elementų: plokščio veidrodžio, besisukančio pagal pakilimo kampą; fokusuojantis pagrindinis veidrodis (sferinio arba parabolinio cilindro pavidalo) ir švitintuvas.
Sferinis arba „parabolinis veidrodis“ sufokusuoja radijo spinduliuotės srautą horizontalioje ir vertikalioje plokštumose. Kadangi tokių antenų linijiniai matmenys horizontalia kryptimi yra žymiai didesni nei vertikalia kryptimi, antenos spinduliavimo modelio plotis horizontali plokštumažymiai mažesnis diagramos plotis nei vertikalioje plokštumoje. Trumpiausio bangos ilgio periskopo antena buvo pastatyta Gorkio radiofizinio instituto observatorijoje. Jis efektyviai veikia iki 1 mm bangos ilgio. Esant 4 mm bangos ilgiui, šios antenos spinduliavimo modelio plotis yra 45 ″ horizontalioje plokštumoje ir 8 ′ vertikalioje plokštumoje.
Kintamo profilio antenos. Netoli Zelenchukskaya kaimo Stavropolio teritorija Pradėjo veikti radijo teleskopas RATAN-600 (8 pav.). Antenos sistemos konstrukcija primena periskopo anteną. Tačiau, skirtingai nei pastaroji, pagrindinis šios antenos veidrodis yra plokščias vertikalioje plokštumoje. Nepaisant gigantiškų matmenų (pagrindinio veidrodžio skersmuo – 588 m), ši antena gali efektyviai veikti net iki 8 mm bangos ilgio.
Dabar panagrinėkime įvairių tipų refraktorines antenas, kurios efektyviai naudojamos skaitiklių bangose.
Bendrojo režimo antenos.Šios antenos susideda iš atskirų pusbangių tiekimų (dipolių), kurie sudaro audinį n švitintuvai viena kryptimi ir m švitintuvai statmena kryptimi. Atstumas tarp tiekimo abiem statmenomis kryptimis yra lygus pusei bangos ilgio. Naudojant tokio tipo anteną, susidedančią iš 64 dipolių, pirmasis Mėnulio radaras buvo aptiktas 2,5 m bangos ilgiu.
Bendrojo režimo antenose atskirų tiekimo signalų sumavimas atliekamas tiekimo kelyje. Be to, pirmiausia sumuojami signalai iš toje pačioje eilėje esančių švitintuvų, o tada sumuojami aukštais (arba atvirkščiai). Kaip didesnis skaičius tiekia iš eilės, tuo siauresnis antenos spinduliavimo modelis plokštumoje, einančioje išilgai šių dipolių eilės. Bendrojo režimo antenos yra siaurajuostės, tai yra, praktiškai jos gali veikti tik vienu bangos ilgiu.
SSRS Tolimųjų kosminių ryšių centro antena, susidedanti iš 8 parabolinių antenų, išdėstytų 4 iš eilės (9 pav.), stiprinimas yra beveik 8 kartus didesnis nei atskiros parabolinės antenos. Ši sudėtinga antena sukurta bendrojo režimo antenos matricos principu.
Kryžiaus formos antenos. Tolesnė tokio tipo antenų plėtra buvo kryžiaus formos antenos . Jie nenaudoja pHt tiekimas, kaip ir bendrojo režimo antenose, ir n+ tšvitintuvai. Šiose antenose n švitintuvai yra išdėstyti viena kryptimi, ir Tšvitintuvai statmena jam kryptimi. Tinkamu etapais pagal aukšto dažnio tokios antenos spinduliuotės modelis (anksčiau pateiktose plokštumose) panašus į antenos, kurią sudaro pHt švitintuvai. Tačiau tokios kryžiaus formos antenos stiprinimas yra mažesnis nei atitinkamų bendrojo režimo antenų (sudarytas iš pHt švitintuvai). Dažnai tokios antenos vadinamos antenomis su neužpildyta apertūra (anga). (Įprasto režimo arba užpildytos diafragmos antenose (pHt apšvitintuvai), norint pakeisti spinduliavimo modelio kryptį erdvėje, reikia pasukti švitintuvų plokštumą sukant judamą pagrindą.)
Fazinėse matricose ir antenose su neužpildyta apertūra spinduliuotės modelio krypties keitimas vienoje iš plokštumų paprastai atliekamas keičiant fazių santykius tiekimo kelyje, o kitoje plokštumoje - mechaniškai sukant antenos sistemą. .
Didžiausia kryžiaus formos antena dekametro diapazone yra Charkovo radijo inžinerijos ir elektronikos instituto radijo teleskopo UTR-2 antena (10 pav.). Šią antenų sistemą sudaro 2040 lygiagrečių plačiajuosčio ryšio fiksuotų tiekimų žemės paviršiaus ir sudaro du pečius - „šiaurė-pietai“ ir „vakarai-rytai“.
Interferometrai. Anteniniai interferometrai užima ypatingą vietą tarp antenų sistemų. Paprasčiausias radijo interferometras susideda iš dviejų antenų, sujungtų aukšto dažnio kabeliu; iš jų gaunami signalai sumuojami ir siunčiami į priimantį įrenginį. Kaip ir optiniame interferometre, taip ir gaunamų signalų fazių skirtumą lemia spindulių kelio skirtumas, kuris priklauso nuo atstumo tarp antenų ir radijo signalų atvykimo krypties (11 pav.).
Dėl radijo šaltinio judėjimo dangaus sferoje tai yra būtent radijo interferometro antenų gaunamų signalų fazių skirtumo pokytis. Dėl to atsiranda trikdžių signalų maksimumai ir minimumai. Radijo šaltinio judėjimas tam tikru kampu, kuriuo radijo interferometro trikdžių signalo maksimumas pakeičia mažiausią, yra lygus jo spinduliavimo modelio pločiui. Tačiau, skirtingai nei vienos antenos, radijo interferometras turi kelių skilčių spinduliuotės modelį plokštumoje, einančioje išilgai interferometro pagrindo. Kuo didesnis atstumas (bazė) tarp antenų, tuo siauresnis trukdžių skiltelės plotis. (Plokštumoje, statmenoje interferometro pagrindui, spinduliavimo modelis nustatomas pagal vienos šio interferometro antenos matmenis.)
Šiuo metu labai stabilių dažnių generatorių sukūrimas leido įgyvendinti radijo interferometriją su nepriklausomu priėmimu. Šioje sistemoje aukšto dažnio signalus priima kiekviena iš dviejų antenų ir nepriklausomai konvertuojami į žemesnius dažnius, naudojant signalus iš labai stabilių atominių dažnių standartų.
Interferometrai su nepriklausomu priėmimu šiuo metu veikia su didesnėmis nei žemyno dydžio bazėmis ir siekia 10 000 km. Tokių interferometrų kampinė skiriamoji geba pasiekė kelias dešimt tūkstančių lanko sekundės dalių.
Imtuvai. Viena pagrindinių radijo teleskopo ir planetinio radaro charakteristikų yra jautrumas – minimali gaunamo signalo galia, kurią gali užregistruoti radijo teleskopas ar radaras. Jautrumas priklauso nuo priimančiojo įrenginio parametrų, antenų parametrų ir anteną supančios erdvės charakteristikų. Radijo astronomijoje priimami radijo signalai yra tokie silpni, kad norint užregistruoti šiuos signalus, juos reikia daug kartų sustiprinti; Tuo pačiu metu naudingi signalai ir trukdžiai yra triukšmingi. Tai apsunkina jų atskyrimą priimančiame įrenginyje.
Radijo teleskopų imtuvai - radiometrai, turintys didelį jautrumą, taip pat turi didelį savo charakteristikų stabilumą. Kadangi imtuvo jautrumą daugiausia lemia jo aukšto dažnio dalies charakteristikos, todėl didesnis dėmesys skiriamas radiometro įvesties mazgams. Imtuvo triukšmo lygiui sumažinti jo įvesties įrenginiuose naudojami „mažo triukšmo“ aukšto dažnio stiprintuvai, kurių pagrindą sudaro slenkančios bangos vamzdžiai arba tuneliniai diodai, taip pat parametriniai arba kvantiniai paramagnetiniai stiprintuvai. Norint gauti dar didesnį imtuvo jautrumą, jo aukšto dažnio komponentai atšaldomi iki itin žemos temperatūros (naudojami aušinimo skysčiai skysto azoto arba skystas helis). Aušinimo sistema, kurioje naudojamas skystas helis, leidžia aukšto dažnio imtuvų temperatūrai pasiekti 5-10°K.
Kad būtų užtikrintas didelis jautrumas, radijo astronomijos imtuvai turi turėti šimtų megahercų ar net kelių tūkstančių megahercų pralaidumą. Tačiau tokio plataus pralaidumo imtuvai nėra tinkami visoms studijoms. Taigi, radijo diapazone matuojant kai kurių Žemės ir planetų atmosferoje esančių dujų (vandens garų, deguonies, ozono ir kt.) sugerties spektrus, reikia maksimalių 50 MHz dažnių juostos pločių. Tokio imtuvo jautrumas bus palyginti mažas. Todėl atliekant tokius matavimus reikalingas jautrumas gaunamas padidinus signalo kaupimo laiką radiometro išėjime.
Leistinas signalo kaupimo laikas nustatomas pagal matavimo schemą ir radijo teleskopo antenos matymo lauke iš tiriamo dangaus kūno radijo spinduliuotės signalų buvimo laiką. Mažiems kaupimo (integravimo) laikams, skaičiuojamiems sekundėmis ar dešimtimis sekundžių, dažniausiai tai atliekama radiometro išvesties filtrų elementais. Esant dideliam kaupimo laikui, integratoriaus funkcijas atlieka kompiuteris.
Visi aukščiau aprašyti metodai leidžia sumažinti triukšmo lygį šimtus ir tūkstančius kartų. Tokiu atveju radiometras gali išmatuoti radijo spinduliuotės intensyvumą, atitinkantį 0,003–0,01 ° K triukšmo temperatūrą (su kaupimosi laiku 1 s). Tačiau savo triukšmą turi ne tik priimantis įrenginys, bet ir antenos-feeder sistema, kurios triukšmas priklauso nuo daugelio parametrų: temperatūros, antenos efektyvumo, elektromagnetinės energijos nuostolių tiekimo kelyje ir kt.
Radijo astronomijoje triukšmo signalų intensyvumas paprastai apibūdinamas triukšmo temperatūra. Šis parametras nustatomas pagal triukšmo galią pralaidumo juostoje, lygią 1 Hz. Kuo didesnis antenos efektyvumas, tuo žemesnė jos triukšmo temperatūra, todėl galima gauti didesnį radijo teleskopo jautrumą.
Radijo priėmimo trikdžiai. Radijo teleskopų jautrumo didinimą riboja natūralios kilmės išoriniai trukdžiai. Dirbtiniai trukdžiai žymiai sumažėja dėl specialiai radijo astronomijos tyrimams parinktų dažnių diapazonų, kuriuose draudžiama bet kokiais tikslais eksploatuoti antžemines ir kosmines radijo stotis ir radijo sistemas. Siekiant sumažinti pramoninių trukdžių įtaką, radijo teleskopai yra atokiau nuo pramonės centrų, daugiausia kalnų duobėse, nes pastarieji gerai apsaugo radijo teleskopus nuo antžeminių pramoninių trukdžių.
Natūralūs trukdžiai kyla dėl radijo spinduliuotės iš žemės paviršiaus ir atmosferos, taip pat iš pačios kosmoso. Siekiant sumažinti Žemės foninės radijo spinduliuotės įtaką radiometro rodmenims, radijo teleskopo antena suprojektuota taip, kad jos spinduliuotės modelis Žemės paviršiaus kryptimi turėtų reikšmingą susilpnėjimą, palyginti su kryptimi į tiriamą dangaus kūną. .
Dėl to, kad žemės atmosferoje yra dujų, turinčių molekulines sugerties linijas radijo diapazone (deguonis, vandens garai, ozonas, anglies monoksidas ir kt.), atmosfera skleidžia triukšmo signalus milimetrų ir centimetrų diapazonuose, taip pat susilpnina gaunamą signalą. dangaus kūnų radijo spinduliuotė šiuose diapazonuose. Radijo spinduliuotės iš atmosferos intensyvumas labai priklauso nuo bangos ilgio – jis labai didėja mažėjant bangos ilgiui. Atmosferos radijo spinduliuotė ypač stipri šalia minėtų dujų rezonanso linijų (intensyviausios linijos yra deguonies ir vandens garų linijos, esančios prie 1,63, 2,5, 5 ir 13,5 mm bangų ilgių).
Siekdami sumažinti atmosferos įtaką, radijo astronomai renkasi stebėti dangaus kūnus radijo diapazono srityse, nutolusiose nuo rezonansinių linijų. Šios sritys, kuriose atmosferos triukšmas yra minimalus, vadinamos atmosferos „skaidrumo langais“. Milimetrų diapazone tokie „langai“ yra sritys, esančios šalia 1,2 bangos ilgio; 2.1; 3,2 ir 8,6 mm. Kuo trumpesnis „skaidrumo langas“ yra trumpesnio bangos ilgio diapazone, tuo didesnis radijo signalo iš tiriamo šaltinio susilpnėjimas ir tuo didesnis atmosferos triukšmo lygis. (Radijo spinduliuotė iš atmosferos labai padidėja didėjant drėgmei. Didžioji vandens garų dalis yra paviršiniame atmosferos sluoksnyje iki 2-3 km aukštyje.)
Siekdami sumažinti atmosferos įtaką radijo astronomijos matavimams, jie bando pastatyti radijo teleskopus vietovėse, kuriose yra labai sausas klimatas ir dideli aukščiai virš jūros lygio. Taigi radijo teleskopų išdėstymo reikalavimai daugeliu atžvilgių yra panašūs į optinių teleskopų išdėstymo reikalavimus. Todėl optiniai teleskopai dažnai yra didelio aukščio observatorijose kartu su radijo teleskopais.
Kosminės radijo spinduliuotės stebėjimo rezultatams įtakos turi ir debesyse susikaupusi drėgmė, kuri iškrenta kaip krituliai. Atmosferos triukšmas dėl šių komponentų žymiai padidėja mažėjant bangos ilgiui (esant bangoms, trumpesnėms nei 3-5 cm). Todėl radijo astronomai bando atlikti matavimus be debesų.
Be atmosferos ir Žemės paviršiaus radijo spinduliuotės, radijo teleskopo jautrumą ribojantis veiksnys yra kosminė Galaktikos ir Metagalaktikos spinduliuotė. Decimetro, centimetro ir milimetro bangos ilgio diapazonuose metagalaktika spinduliuoja kaip absoliučiai juodas kūnas, įkaitintas iki 2,7° K. Ši spinduliuotė erdvėje pasiskirsto izotropiškai. Spinduliavimo intensyvumas iš tarpžvaigždinės terpės Galaktikoje priklauso nuo stebėjimo krypties (spinduliavimo intensyvumas ypač didelis kryptimi Paukščių Takas). Galaktinės kilmės spinduliuotė taip pat didėja esant bangoms, ilgesnėms nei 30 cm, todėl stebėti dangaus kūnų radijo bangas, kai bangos ilgesnės nei 50 cm, yra labai sudėtinga užduotis, kurią apsunkina ir didėjanti žemės jonosferos įtaka metrui. bangos ilgiai.
Siųstuvai. Norint išmatuoti planetų atspindžio charakteristikas, vidutinė planetinių radarų siųstuvų galia turi būti šimtai kilovatų. Šiuo metu tokių radarų sukurta vos keli.
Planetiniai radarų siųstuvai veikia arba be moduliacijos, arba naudoja tam tikro tipo moduliaciją. Siųstuvo spinduliavimo režimo pasirinkimas priklauso nuo tyrimo tikslų. Taigi iš planetos atsispindėjusio signalo efektyvaus sklaidos ploto ir „Doplerio“ spektro matavimas nereikalauja moduliavimo ir dažniausiai atliekamas naudojant monochromatinį skleidžiamą signalą. Tuo pačiu metu planetų nuotolio ir radaro žemėlapių sudarymui reikalingas moduliuotas signalas.
Siųstuvo impulsinis moduliavimas (naudojamas Mėnulio tyrinėjimui) negali užtikrinti didelės vidutinės spinduliuotės galios, todėl planetų tyrinėjimuose jis praktiškai nenaudojamas. Dažnio ir fazės moduliavimo metodai naudojami beveik visuose didžiausių planetinių radarų siųstuvuose. Taigi, SSRS giliųjų kosminių ryšių centro planetinis radaras diapazonui matuoti naudoja linijinio dažnio moduliavimo metodą, o Masačusetso technologijos instituto planetinis radaras – „pseudotriukšmo fazės poslinkio įvedimo“ metodą.
Planetiniai radiolokaciniai siųstuvai turi turėti labai aukštą spinduliuotės dažnio stabilumą (santykinis siųstuvo nestabilumas turėtų būti 10–9). Todėl jie statomi pagal schemą: stabilizuotas mažos galios generatorius + galios stiprintuvas.
Pagrindinės užsienio planetiniuose radaruose naudojamų siųstuvų charakteristikos, taip pat atskiros šių radarų charakteristikos pateiktos lentelėje. 3 (žr. p. 38).
Prietaisai, skirti nukreipti antenas ir apdoroti gaunamus signalus.Šiuolaikinis radijo teleskopas neįsivaizduojamas be kompiuterio. Paprastai jis naudoja net du kompiuterius. Vienas iš jų veikia tiriamo spinduliuotės šaltinio valdymo ir sekimo grandinėje. Jis sukuria signalus, proporcingus esamam azimutui ir šaltinio aukščio kampui, kurie vėliau patenka į antenos pavaros valdymo blokus. Tas pats kompiuteris taip pat stebi, kaip teisingai atlieka antenos pavarų valdymo komandas, analizuodamas signalus iš šių pavarų sukimosi kampo jutiklių.
Radijo teleskopų antenų sistemos gali keisti spinduliavimo modelio padėtį ir vienoje, ir dviejose plokštumose. Paprastai antenos spinduliavimo modelio padėtis keičiama naudojant mechaninis judėjimas antena arba tiekimas atitinkamoje plokštumoje. (Išimtis yra fazinės matricos antenos, kuriose radijo spinduliuotės priėmimo kryptis keičiama keičiant fazių santykius tiekimo kelyje.)
Antenos su vienu laisvės laipsniu dažniausiai įrengiamos palei dienovidinį ir keičia savo padėtį pagal pakilimo kampą, o šaltinio radijo spinduliuotė matuojama jam einant per geografinį dienovidinį, kuriame yra radijo teleskopas. Šiuo principu veikia daugybė radijo teleskopų. Viso sukimosi antenos dažniausiai yra veidrodinio tipo antenos.
Be visuotinai priimtos azimuto aukščio nukreipimo sistemos, kai kuriuose radijo teleskopuose naudojama pusiaujo sistema, kurioje radijo teleskopo antena gali būti pasukta ašies, lygiagrečios Žemės sukimosi ašiai (išilgai lygiagretės), atžvilgiu, taip pat stačiakampė plokštuma. Tokiai antenos nukreipimo sistemai reikalingi paprastesni algoritmai, leidžiantys valdyti spinduliuotės modelio padėtį erdvėje.
Antenos valdymo sistemos, be pasirinkto šaltinio nukreipimo ir sekimo, leidžia tyrinėti (nuskaityti) dangų tam tikroje netoli šaltinio. Šis režimas naudojamas radijo spinduliuotės intensyvumo pasiskirstymui planetos diske matuoti.
Antrasis šiuolaikinių radijo teleskopų kompiuteris naudojamas pirminiam matavimo rezultatų apdorojimui. Šio kompiuterio įvesties signalas yra srovės koordinatės ir įtampos vertės radiometro išvestyje, proporcingas intensyvumui radijo spinduliuotė iš tiriamų ir kalibravimo šaltinių. Naudodamas šiuos duomenis kompiuteris apskaičiuoja radijo spinduliuotės intensyvumo pasiskirstymą priklausomai nuo koordinačių, t.y., sudaro tiriamo šaltinio radijo ryškumo temperatūrų žemėlapį.
Priimamų signalų intensyvumui kalibruoti naudojamas tiriamo šaltinio radijo spinduliuotės palyginimas su kai kuriais standartais, kurie gali būti pirminiai arba antriniai. Pirminį standartizacijos metodą, vadinamąjį „dirbtinio mėnulio“ metodą, sukūrė sovietų mokslininkas V. S. Troitskis. Taikant šį matavimo metodą, pagrindinis standartas yra sugeriančio disko, sumontuoto prieš radijo teleskopo anteną, radijo spinduliuotė. Taikant „dirbtinio mėnulio“ metodą, Gorkio radiofizikos institute buvo atliktas didelis Mėnulio ir kitų šaltinių radijo spinduliuotės tikslumo matavimų ciklas.
Radijo spinduliuotės signalai iš kai kurių atskirų šaltinių (pavyzdžiui, radijo šaltiniai Kasiopėjos, Cygnus, Mergelės, Tauro žvaigždynuose, taip pat kai kurių kvazarų) dažniausiai naudojami kaip antriniai standartai. Kartais Jupiterio radijo spinduliuotė naudojama kaip antrinis standartas.
Radijo teleskopų charakteristikos
Šiuolaikiniai radijo teleskopai leidžia išsamiai ištirti Visatą, kuri dar neseniai buvo už galimybių ribų ne tik radijo diapazone, bet ir tradicinėje matomos šviesos astronomijoje. Tinkliniai įrankiai, esantys skirtinguose žemynuose, leidžia pažvelgti į patį radijo galaktikų šerdį, kvazarus, jaunas žvaigždžių spiečius, atsirandantis planetų sistemos. Radijo interferometrai su itin ilgomis bazėmis yra tūkstančius kartų akylesni už didžiausius optinius teleskopus. Su jų pagalba galite ne tik sekti judėjimą erdvėlaivis netoli tolimų planetų, bet ir tyrinėti mūsų pačių planetos plutos judesius, įskaitant tiesiogiai „jaučiant“ žemynų dreifą. Toliau – kosminiai radijo interferometrai, kurie leis dar giliau įsiskverbti į Visatos paslaptis. |
Žemės atmosfera nėra skaidri visų tipų elektromagnetinei spinduliuotei, sklindančiai iš kosmoso. Jame yra tik du platūs „skaidrumo langai“. Vieno iš jų centras patenka į optinę sritį, kurioje yra didžiausia Saulės spinduliuotė. Būtent prie to dėl evoliucijos žmogaus akis prisitaikė jautrumo požiūriu, kuris suvokia 350–700 nanometrų ilgio šviesos bangas. (Tiesą sakant, šis skaidrumo langas yra net šiek tiek platesnis – nuo maždaug 300 iki 1000 nm, tai yra, jis apima artimą ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių diapazonus). Tačiau vaivorykštės matomos šviesos juostelė yra tik maža dalis Visatos „spalvų“ turtingumo. XX amžiaus antroje pusėje astronomija iš tikrųjų tapo visų bangų. Technologijų pažanga leido astronomams atlikti stebėjimus naujuose spektriniuose diapazonuose. Trumpesnio bangos ilgio matomos šviesos pusėje yra ultravioletiniai, rentgeno ir gama diapazonai. Kitoje pusėje yra infraraudonųjų spindulių, submilimetrų ir radijo diapazonai. Kiekviename iš šių diapazonų yra astronominių objektų, kurie jame pasireiškia ryškiausiai, nors optinėje spinduliuotėje jie gali neatspindėti nieko išskirtinio, todėl dar visai neseniai astronomai jų tiesiog nepastebėjo.
Vienas įdomiausių ir informatyviausių astronomijos spektro diapazonų yra radijo bangos. Antžeminės radijo astronomijos fiksuojama spinduliuotė praeina per antrąjį ir daug platesnį Žemės atmosferos skaidrumo langą – bangos ilgio diapazone nuo 1 mm iki 30 m Žemės jonosfera – jonizuotų dujų sluoksnį, esantį aukštyje apie 70 km - atspindi į kosmosą visą spinduliuotę, kurios bangos ilgis yra 30 m. Esant trumpesnėms nei 1 mm bangoms, kosminę spinduliuotę visiškai „suvalgo“ atmosferos molekulės (daugiausia deguonis ir vandens garai).
Šiuolaikiniai radijo teleskopai leidžia išsamiai ištirti Visatą, kuri dar neseniai buvo už galimybių ribų ne tik radijo diapazone, bet ir tradicinėje matomos šviesos astronomijoje. Į vieną tinklą, esantį skirtinguose žemynuose, sujungti instrumentai leidžia pažvelgti į patį radijo galaktikų, kvazarų ir jaunų žvaigždžių spiečių šerdį. |
|
„Arecibo“ Puerto Rike turi didžiausią pasaulyje stacionarų veidrodį – 305 m. Virš sferinio dubens ant kabelių kabo 800 tonų sverianti konstrukcija. | Didžiausia pasaulyje visiškai besisukanti parabolinė antena Green Bank observatorijoje (Vakarų Virdžinija, JAV). 100x110 m veidrodis buvo pastatytas po to, kai 1988 metais nuo savo svorio subyrėjo 90 m pilno sukimosi antena. |
 |
 |
Pagrindinės charakteristikos radijo teleskopas – jo spinduliavimo schema. Tai rodo prietaiso jautrumą signalams, sklindantiems iš skirtingų erdvės krypčių. „Klasikinės“ parabolinės antenos spinduliavimo modelis susideda iš pagrindinės kūgio formos skilties, orientuotos išilgai paraboloido ašies, ir kelių daug (pagal dydžių) silpnesnių šoninių skilčių. Radijo teleskopo „matomumą“, ty jo kampinę skiriamąją gebą, lemia pagrindinės spinduliuotės skilties plotis. Du danguje esantys šaltiniai, kurie kartu patenka į šios skilties tirpalą, susilieja į vieną radijo teleskopui. Todėl spinduliuotės modelio plotis lemia mažiausių radijo šaltinio detalių, kurias dar galima atskirti atskirai, dydį.
Universali teleskopo konstrukcijos taisyklė teigia, kad antenos skiriamąją gebą lemia bangos ilgio ir teleskopo veidrodžio skersmens santykis. Todėl, norint padidinti „jėgą“, teleskopas turi būti didesnis, o bangos ilgis – trumpesnis. Tačiau, kaip pasisekė, radijo teleskopai veikia su ilgiausiais bangos ilgiais elektromagnetinis spektras. Dėl šios priežasties net didžiulis veidrodžių dydis neleidžia pasiekti didelės raiškos. Ne pats didžiausias šiuolaikinis optinis teleskopas, kurio veidrodžio skersmuo yra 5 m, gali atskirti žvaigždes tik 0,02 lanko sekundės atstumu. Plika akimi matomos maždaug vienos minutės lanko detalės. 20 m skersmens radijo teleskopas, esant 2 cm bangos ilgiui, suteikia net tris kartus blogesnę raišką – apie 3 lanko minutes. Mėgėjišku fotoaparatu daryta dangaus lopinėlio nuotrauka daugiau detalių nei to paties regiono radijo spinduliuotės žemėlapis, gautas vienu radijo teleskopu.
Platus spinduliuotės modelis riboja ne tik teleskopo regėjimo aštrumą, bet ir stebimų objektų koordinačių nustatymo tikslumą. Tuo tarpu norint palyginti objekto stebėjimus skirtinguose e/magnetinės spinduliuotės diapazonuose, reikalingos tikslios koordinatės – tai yra būtinas šiuolaikinių astrofizinių tyrimų reikalavimas. Todėl radijo astronomai visada stengėsi sukurti kuo didesnes antenas. Ir, stebėtinai, radijo astronomija savo raiška gerokai pranoko optinę astronomiją.
Radijo teleskopų veikimo principas
Visiškai besisukančios parabolinės antenos - optinių atspindinčių teleskopų analogai - pasirodė esančios lanksčiausios iš visos radijo astronomijos antenų įvairovės. Jie gali būti nukreipti į bet kurį dangaus tašką, stebėti radijo šaltinį - „kaupti signalą“, kaip sako radijo astronomai - ir taip padidinti teleskopo jautrumą, jo gebėjimą izoliuoti daug silpnesnius signalus iš kosminių šaltinių fone. visokio triukšmo. Pirmasis didelis visiškai besisukantis 76 m skersmens paraboloidas buvo pastatytas 1957 metais Didžiosios Britanijos Džodrelio banko observatorijoje. O šiandien didžiausios pasaulyje mobiliosios antenos lėkštė Green Bank Observatory (JAV) yra 100 x 110 m. Tai praktiškai yra pavienių mobiliųjų radijo teleskopų riba. Skersmens padidėjimas turi tris svarbias pasekmes: du geri ir vienas blogas. Pirma, mums svarbiausia, kad kampinė skiriamoji geba didėtų proporcingai skersmeniui. Antra, jautrumas didėja daug greičiau, proporcingai veidrodžio plotui, ty skersmens kvadratui. Ir trečia, kaina didėja dar greičiau, o tai atspindinčio teleskopo (tiek optinio, tiek radijo) atveju yra maždaug proporcinga jo pagrindinio veidrodžio skersmens kubui.
Pagrindiniai sunkumai yra susiję su veidrodžio deformacija veikiant gravitacijai. Kad teleskopo veidrodis aiškiai sufokusuotų radijo bangas, paviršiaus nuokrypis nuo idealios parabolės neturėtų viršyti vienos dešimtosios bangos ilgio. Toks tikslumas lengvai pasiekiamas kelių metrų ar decimetrų ilgio bangoms. Tačiau esant trumpoms centimetrinėms ir milimetrinėms bangoms reikalingas tikslumas jau yra dešimtosios milimetro. Dėl struktūrinių deformacijų veikiant savo svoriui ir vėjo apkrovoms beveik neįmanoma sukurti visiškai besisukančio parabolinio teleskopo, kurio skersmuo būtų didesnis nei 150 m. Didžiausia fiksuota lėkštė, kurios skersmuo 305 m, buvo pastatyta Arecibo observatorijoje, Puerto Rico. Tačiau apskritai radijo teleskopų konstravimo gigantomanijos era baigėsi. Meksikoje, Siera Negros kalne, 4600 metrų aukštyje, baigiama statyti 50 metrų antena, skirta veikti milimetrų bangų diapazone. Tai gali būti paskutinė pasaulyje pastatyta didelė antena.
Norint įžvelgti radijo šaltinių struktūros detales, mums reikia kitų metodų, kuriuos turime suprasti. Stebimo objekto skleidžiamos radijo bangos sklinda erdvėje, generuodamos periodinius elektrinio ir magnetinio lauko pokyčius. Parabolinė antena surenka į ją krentančias radijo bangas viename taške – židinyje. Kai per vieną tašką eina keli taškai elektromagnetines bangas, jie trukdo, tai yra, jų laukai sumuojasi. Jei bangos ateina fazėje, jos stiprina viena kitą, jei ateina priešfazėje, jos susilpnina viena kitą iki visiško nulio. Parabolinio veidrodžio ypatumas yra būtent tai, kad visos bangos iš vieno šaltinio sufokusuojamos toje pačioje fazėje ir maksimaliai sustiprina viena kitą! Šia idėja paremtas visų atspindinčių teleskopų veikimas.
Židinyje atsiranda šviesi dėmė, čia paprastai įdedamas imtuvas, kuris matuoja bendrą teleskopo spinduliuotės schemoje užfiksuotos spinduliuotės intensyvumą. Skirtingai nuo optinės astronomijos, radijo teleskopas negali fotografuoti dangaus srities. Kiekvieną akimirką jis aptinka spinduliuotę, sklindančią tik iš vienos krypties. Grubiai tariant, radijo teleskopas veikia kaip vieno pikselio kamera. Norėdami sukurti vaizdą, turite taškas po taško nuskaityti radijo šaltinį. (Tačiau Meksikoje statomas milimetrinis radijo teleskopas turi radiometrų matricą ir nebėra „vieno pikselio“.)
„Radijo teleskopų komandinis žaidimas“
Tačiau galite tai padaryti kitaip. Užuot sujungę visus spindulius į vieną tašką, galime išmatuoti ir įrašyti elektrinio lauko svyravimus, kuriuos kiekvienas spindulys sukuria veidrodžio paviršiuje (arba kitame taške, per kurį praeina tas pats spindulys), o tada „pridėti“ šiuos įrašus. kompiuteriniame įrenginyje, atsižvelgiant į fazės poslinkį, atitinkantį atstumą, kurį kiekviena banga turėjo nukeliauti iki įsivaizduojamo antenos židinio. Šiuo principu veikiantis prietaisas vadinamas interferometru, mūsų atveju radijo interferometru.
Interferometrai pašalina poreikį statyti didžiules, tvirtas antenas. Vietoje to galite pastatyti dešimtis, šimtus ar net tūkstančius antenų vieną šalia kitos ir sujungti jų gaunamus signalus. Tokie teleskopai vadinami fazių matricomis. Tačiau jie vis tiek neišsprendžia „budrumo“ problemos - tam reikia žengti dar vieną žingsnį. Kaip prisimenate, didėjant radijo teleskopo dydžiui, jo jautrumas didėja daug greičiau nei skiriamoji geba. Todėl greitai atsiduriame situacijoje, kai įrašyto signalo galios yra daugiau nei pakankamai, tačiau kampinės raiškos labai trūksta. Ir tada kyla klausimas: „Kam mums reikia nuolatinio antenų masyvo? Ar įmanoma jį išretinti?" Paaiškėjo, kad tai įmanoma! Ši idėja vadinama „diafragmos sinteze“, nes daug didesnio skersmens veidrodis yra „sintetinamas“ iš kelių atskirų nepriklausomų antenų, išdėstytų dideliame plote. Tokio „sintetinio“ instrumento skiriamąją gebą lemia ne atskirų antenų skersmuo, o atstumas tarp jų - radijo interferometro pagrindas. Žinoma, antenos turi būti bent trys, ir jos neturėtų būti išdėstytos išilgai tos pačios tiesios linijos. Priešingu atveju radijo interferometro skiriamoji geba bus labai nevienalytė. Jis bus aukštas tik ta kryptimi, kuria išdėstytos antenos. Skersine kryptimi skiriamoji geba vis tiek priklausys nuo atskirų antenų dydžio.
Radijo astronomija šiuo keliu pradėjo vystytis aštuntajame dešimtmetyje. Per tą laiką buvo sukurta nemažai didelių kelių antenų interferometrų. Kai kurie iš jų turi fiksuotas antenas, kiti gali judėti žemės paviršiumi ir atlikti stebėjimus skirtingomis „konfigūracijomis“. Tokie interferometrai sukuria „susintezuotus“ radijo šaltinių žemėlapius, kurių skiriamoji geba yra daug didesnė nei pavieniai radijo teleskopai: esant centimetrinėms bangoms jis pasiekia 1 lanko sekundę, o tai prilygsta optinių teleskopų skiriamajai gebai stebint per Žemės atmosferą.
Garsiausia tokio tipo sistema yra „Very Large Array“ (VLA) – sukurta 1980 metais JAV nacionalinėje radijo astronomijos observatorijoje. Jo 27 parabolinės antenos, kurių kiekvienos skersmuo yra 25 m ir sveria 209 tonas, juda trimis radialiniais bėgių bėgiais ir gali būti pašalintos iš interferometro centro iki 21 km atstumu. Šiandien taip pat veikia ir kitos sistemos: Westerbork Olandijoje (14 antenų, kurių skersmuo 25 m), ATCA Australijoje (6 antenos po 22 m), MERLIN JK. IN naujausia sistema Kartu su 6 kitais visoje šalyje išsibarsčiusiais instrumentais jame yra garsusis 76 metrų teleskopas. Rusijoje (Buriatijoje) buvo sukurtas Sibiro saulės radijo interferometras - speciali antenų sistema, skirta operaciniam Saulės tyrimui radijo diapazone.
1965 metais sovietų mokslininkai L.I. Matveenko, N.S. Kardaševas, G.B. Šolomitskis pasiūlė savarankiškai įrašyti duomenis ant kiekvienos interferometro antenos, o paskui juos apdoroti kartu, tarsi imituojant trukdžių reiškinį kompiuteryje. Tai leidžia antenas išdėstyti tokiu atstumu vienas nuo kito, kiek pageidaujama. dideli atstumai. Todėl šis metodas buvo vadinamas labai ilgo pradinio radijo interferometrija (VLBI) ir buvo sėkmingai naudojamas nuo aštuntojo dešimtmečio pradžios. Eksperimentų metu pasiektas rekordinis bazės ilgis yra 12,2 tūkst. km, o skiriamoji geba esant maždaug 3 mm bangos ilgiui siekia 0,00008'' – trimis dydžiais didesnė nei didelių optinių teleskopų. Mažai tikėtina, kad šis rezultatas žymiai pagerės Žemėje, nes bazės dydį riboja mūsų planetos skersmuo.
Šiuo metu sistemingi stebėjimai atlieka keli tarpžemyninių radijo interferometrų tinklai. JAV sukurta sistema, apimanti 10 radijo teleskopų, kurių vidutinis skersmuo 25 m, esančių žemyninėje šalies dalyje, Havajų ir Mergelių salose. Europoje 100 metrų Bonos teleskopas ir 32 metrų Medicinoje (Italija), MERLIN interferometrai, Westerbork ir kiti instrumentai reguliariai derinami VLBI eksperimentams. Ši sistema vadinama EVN. Taip pat yra pasaulinis tarptautinis radijo teleskopų tinklas, skirtas astrometrijai ir geodezijai IVS. Ir neseniai Rusija pradėjo eksploatuoti savo interferometrinį tinklą „Quasar“ iš trijų 32 metrų antenų, esančių Leningrado srityje, Šiaurės Kaukaze ir Buriatijoje. Svarbu pažymėti, kad teleskopai nėra griežtai priskirti VLBI tinklams. Jie gali būti naudojami atskirai arba perjungiami iš vieno tinklo į kitą.
Interferometrijai su itin ilgomis bazinėmis linijomis reikalingas labai didelis matavimo tikslumas: būtina užfiksuoti elektromagnetinių laukų maksimumų ir minimumų erdvinį pasiskirstymą bangos ilgio dalies tikslumu, tai yra, trumpoms bangoms iki dalies centimetras. Ir su didžiausiu tikslumu pažymėkite laiko taškus, kuriais buvo atlikti matavimai ant kiekvienos antenos. Atominiai dažnio standartai naudojami kaip itin tikslūs laikrodžiai VLBI eksperimentuose. Tačiau nemanykite, kad radijo interferometrai neturi trūkumų. Skirtingai nuo kietos parabolinės antenos, interferometro spinduliuotės modelis vietoj vienos pagrindinės skilties turi šimtus ir tūkstančius panašaus dydžio siaurų skilčių. Tokio spinduliavimo modelio šaltinio atvaizdavimas yra tarsi kompiuterio klaviatūros apčiuopimas išskėstais pirštais. Vaizdo atkūrimas yra sudėtinga ir, be to, „neteisinga“ (tai yra nestabili iki nedidelių matavimo rezultatų pokyčių) užduotis, kurią radijo astronomai vis dėlto išmoko išspręsti.
Radijo interferometrijos pasiekimai
Radijo interferometrai, kurių kampinė skiriamoji geba yra tūkstantosios lanko sekundės, „pažvelgė“ į vidinius galingiausių Visatos „radijo švyturių“ regionus - radijo galaktikas ir kvazarus, kurie skleidžia dešimtis milijonų kartų intensyvesnes radijo bangas nei paprastos galaktikos. . Buvo galima „pamatyti“, kaip iš galaktikų ir kvazarų branduolių išmetami plazmos debesys, bei išmatuoti jų judėjimo greitį, kuris pasirodė artimas šviesos greičiui. Mūsų galaktikoje buvo atrasta daug įdomių dalykų. Netoli jaunų žvaigždžių vandens, hidroksilo (OH) ir metanolio (CH 3 OH) molekulių spektrinėse linijose buvo rasta maserio radijo spinduliuotės šaltiniai (maseris yra optinio lazerio analogas, bet radijo diapazone). . Kosminiu mastu šaltiniai labai maži – mažiau saulės sistema. Atskiros šviesios dėmės radijo žemėlapiuose, gautuose naudojant interferometrus, gali būti planetų užuomazgos.
Tokių mazerių buvo rasta ir kitose galaktikose. Mazerinių dėmių padėčių pasikeitimas per kelerius metus, pastebėtas kaimyninėje galaktikoje M33 trikampio žvaigždyne, pirmą kartą leido tiesiogiai įvertinti jos sukimosi ir judėjimo dangumi greitį. Išmatuoti poslinkiai yra nereikšmingi, jų greitis yra daug tūkstančių kartų mažesnis už Marso paviršiumi ropojančios sraigės greitį, matomą žemiškam stebėtojui. Toks eksperimentas vis dar gerokai pranoksta optinės astronomijos galimybes: jis tiesiog nepajėgia aptikti tinkamo atskirų objektų judėjimo tarpgalaktinių atstumu. Galiausiai, interferometriniai stebėjimai suteikė naują patvirtinimą, kad egzistuoja supermasyvios juodosios skylės. Aplink aktyviosios galaktikos NGC 4258 šerdį buvo aptiktos medžiagos gumulėlių, judančių orbitomis, kurių spindulys ne didesnis kaip trys šviesmečiai, o jų greitis siekia tūkstančius kilometrų per sekundę. Tai reiškia, kad centrinio kūno masė yra bent milijardą kartų didesnė už Saulės masę ir tai negali būti niekas kitas, kaip juodoji skylė.
Visa serija įdomių rezultatų gautas VLBI metodu atliekant stebėjimus Saulės sistemoje. Pradėkime bent nuo iki šiol tiksliausio kiekybinio bendrosios reliatyvumo teorijos testo. Interferometras radijo bangų nukreipimą Saulės gravitaciniame lauke išmatavo šimtosios procento tikslumu. Tai dviem dydžiais tikslesnis, nei leidžia optiniai stebėjimai. Pasauliniai radijo interferometrai taip pat naudojami kitų planetų tyrinėjimų erdvėlaivių judėjimui sekti. Pirmą kartą toks eksperimentas buvo atliktas 1985 metais, kai sovietų erdvėlaiviai Vega-1 ir -2 numetė balionus į Veneros atmosferą. Stebėjimai patvirtino sparčią planetos atmosferos cirkuliaciją maždaug 70 m/s greičiu, tai yra vienas apsisukimas aplink planetą per 6 dienas. Tai nuostabus faktas, kuri vis dar laukia paaiškinimo.
2004 m. panašūs stebėjimai, susiję su 18 radijo teleskopų tinklu skirtinguose žemynuose, lydėjo erdvėlaivio Huygens nusileidimą ant Saturno mėnulio Titano. Iš 1,2 milijardo km atstumo transporto priemonės judėjimas Titano atmosferoje buvo stebimas iki dešimties kilometrų tikslumu! Nėra plačiai žinoma, kad beveik pusė mokslinės informacijos buvo prarasta nusileidus Huygensui. Zondas perdavė duomenis per Cassini stotį, kuri juos perdavė Saturnui. Dėl patikimumo buvo numatyti du pertekliniai duomenų perdavimo kanalai. Tačiau prieš pat nusileidimą buvo nuspręsta per juos perduoti kitokią informaciją. Tačiau svarbiausiu momentu dėl dar nepaaiškinamo gedimo neįsijungė vienas iš „Cassini“ imtuvų ir pusė vaizdų buvo prarasta. O kartu su jais dingo ir duomenys apie vėjo greitį Titano atmosferoje, kurie buvo perduodami būtent per atjungtą kanalą. Laimei, NASA sugebėjo apsidrausti nuo jų lažybų – Huygenso nusileidimas iš Žemės buvo stebimas pasauliniu radijo interferometru. Tai greičiausiai padėtų išgelbėti trūkstamus duomenis apie Titano atmosferos dinamiką. Šio eksperimento rezultatai vis dar apdorojami Europos jungtiniame radijo interferometrijos institute ir, beje, tuo užsiima mūsų tautiečiai Leonidas Gurvitsas ir Sergejus Pogrebenko.
Radijo interferometrijos ateitis
Bent jau artimiausią pusę amžiaus bendra radijo astronomijos vystymosi kryptis bus vis didesnių diafragmos sintezės sistemų kūrimas – visi kuriami dideli instrumentai yra interferometrai. Taip Čilėje Čajnantoro plynaukštėje, bendromis daugelio Europos ir Amerikos šalių pastangomis, buvo pradėta statyti milimetrinių bangų antenų sistema ALMA (Atacama Large Millimeter Array). Iš viso bus 64 12 metrų skersmens antenos, kurių veikimo bangos ilgis nuo 0,35 iki 10 mm. Didžiausias atstumas tarp ALMA antenų bus 14 km. Dėl labai sauso klimato ir didelio aukščio (5100 m) sistema galės stebėti trumpesnes nei milimetro bangas. Kitose vietose ir mažesniame aukštyje tai neįmanoma, nes tokią spinduliuotę sugeria ore esantys vandens garai. ALMA statybos bus baigtos iki 2011 m.
 |
 |
Dabarties ir artimiausios ateities radijo teleskopai Žemėje ir kosmose |
|
Projektas „Radioastronas“, pradėtas 2007 m |
|
 |
 |
Europos sistema diafragmos sintezė LOFAR veiks kur kas daugiau ilgos bangos- nuo 1,2 iki 10 m. Jis pradės veikti per artimiausius trejus metus. Tai labai įdomus projektas: siekiant sumažinti išlaidas, naudojamos paprasčiausios stacionarios antenos – apie 1,5 m aukščio metalinių strypų piramidės su signalo stiprintuvu. Bet tokių antenų sistemoje bus 25 tūkst. Jie bus sujungti į grupes, kurios bus išdėstytos visoje Olandijoje palei „lenktos penkiakampės žvaigždės“, kurios skersmuo yra apie 350 km, spindulius. Kiekviena antena gaus signalus iš viso matomo dangaus, tačiau jų bendras kompiuterinis apdorojimas leis išryškinti tuos, kurie atkeliavo iš dominančių mokslo krypčių. Šiuo atveju grynai skaičiavimo būdu sudaromas direktyvinis interferometro modelis, kurio plotis esant trumpiausiam bangos ilgiui bus 1 lanko sekundė. Sistemos veikimas pareikalaus daugybės skaičiavimų, tačiau šiuolaikiniams kompiuteriams tai yra visiškai įmanoma užduotis. Šiai problemai išspręsti pernai Olandijoje buvo įdiegtas galingiausias Europoje superkompiuteris IBM Blue Gene/L su 12 288 procesoriais. Be to, tinkamai apdorojant signalą (reikalaujantis dar didesnės kompiuterio galios), LOFAR galės vienu metu stebėti kelis ar net daug objektų!
Tačiau labiausiai ambicingas projektas netolimoje ateityje – SKA (Kvadratinių kilometrų masyvas – Kvadratinių kilometrų sistema). Bendras jo antenų plotas bus apie 1 km 2, o prietaiso kaina vertinama milijardu dolerių. SKA projektas vis dar yra pradiniame vystymosi etape. Pagrindinis aptariamas dizaino variantas – tūkstančiai kelių metrų skersmens antenų, veikiančių nuo 3 mm iki 5 m. Be to, pusę jų planuojama įrengti 5 km skersmens teritorijoje poilsis turi būti paskirstytas dideliais atstumais. Kinijos mokslininkai pasiūlė alternatyvią schemą – 8 fiksuotus veidrodžius, kurių kiekvieno skersmuo po 500 m, panašius į Arecibo teleskopą. Jiems įrengti net buvo pasiūlyti tinkami sausi ežerai. Tačiau rugsėjį Kinija iškrito iš šalių, konkuruojančių dėl milžiniško teleskopo talpinimo, sąrašo. Dabar pagrindinė kova vyks tarp Australijos ir Pietų Afrikos.
Galimybės padidinti antžeminių interferometrų bazę beveik išnaudotos. Ateitis – interferometrinių antenų paleidimas į kosmosą, kur nėra jokių apribojimų, susijusių su mūsų planetos dydžiu. Toks eksperimentas jau buvo atliktas. 1997 metų vasarį buvo paleistas japonų palydovas HALCA, kuris veikė iki 2003 metų lapkričio ir užbaigė pirmąjį tarptautinio projekto VSOP (VLBI Space Observatory Program – VLBI Space Observatory Program) plėtros etapą. Palydovas nešiojo 8 m skersmens skėtinę anteną ir veikė elipsės formos Žemės orbitoje, kuri sudarė trijų Žemės skersmenų bazę. Daugelis ekstragalaktinių radijo šaltinių buvo vaizduojami tūkstantųjų lanko sekundės raiška. Kitas kosminės interferometrijos eksperimento etapas VSOP-2 turėtų prasidėti 2011–2012 m. Kitas tokio tipo instrumentas yra kuriamas Fizinio instituto Astrokosmoso centro „Radioastron“ projekto rėmuose. P.N. Lebedevas RAS kartu su kitų šalių mokslininkais. „Radioastron“ palydovas turės 10 m skersmens parabolinį veidrodį. „Radioastron“ bus aprūpinti kelių bangų ilgių imtuvais – nuo 1,2 iki 92 cm radijo teleskopai Puščino (Rusija), Kanberoje (Australija) ir Green Bank (JAV) bus naudojami kaip antžeminės kosminio interferometro antenos. Palydovo orbita bus labai pailga, jo apogėjus sieks 350 tūkst. Su tokia interferometro baze, esant trumpiausiam bangos ilgiui, bus galima gauti radijo šaltinių vaizdus ir išmatuoti jų koordinates 8 milijonųjų lanko sekundės tikslumu. Tai leis pažvelgti į tiesioginę radijo galaktikų ir juodųjų skylių branduolių apylinkes bei į jaunų žvaigždžių formavimosi regionų gelmes Galaktikoje.
Medžiagos autoriai: Michailas Prochorovas, fizinių ir matematikos mokslų daktaras ir Georgijus Rudnickis, fizinių ir matematikos mokslų kandidatas Žurnalas „Aplink pasaulį“: akyliausias teleskopas
Rusijos mokslininkai taip pat kuria pažangesnį kosminį radijo teleskopą, skirtą veikti milimetrų ir submilimetrų diapazonuose - „Millimetron“. Prietaiso veidrodis bus aušinamas skystu heliu iki 4 kelvinų (-269°C), kad sumažintų šiluminį triukšmą ir padidėtų jautrumas. Svarstomos kelios šio interferometro veikimo galimybės pagal „kosmoso-žemės“ ir „kosmoso-kosmoso“ schemas (tarp dviejų palydovų teleskopų). Prietaisas gali būti paleistas į tą pačią pailgą orbitą, kaip ir projekte Radioastron, arba į Saulės-Žemės sistemos Lagranžo tašką, esantį 1,5 mln. km atstumu antisauline kryptimi nuo Žemės (tai yra 4 kartus toliau nei Mėnulis). Naujausioje versijoje, esant 0,35 mm bangos ilgiui, kosmoso ir žemės interferometras suteiks kampinę skiriamąją gebą iki 45 milijardų lanko sekundės dalių! |
VLBI naudojimas Žemei Radijo interferometrijos metodas turi ir grynai praktinių pritaikymų – ne veltui šia tema dirbama, pavyzdžiui, Sankt Peterburge Rusijos mokslų akademijos Taikomosios astronomijos institute. Stebėjimai naudojant VLBI technologiją leidžia ne tik iki dešimties tūkstantųjų lanko sekundės tikslumu nustatyti radijo šaltinių koordinates, bet ir išmatuoti pačių radijo teleskopų padėtis Žemėje geresniu nei vieno tikslumu. milimetras. Tai savo ruožtu leidžia didžiausiu tikslumu stebėti Žemės sukimosi ir judėjimo pokyčius. žemės pluta. Pavyzdžiui, eksperimentiškai buvo patvirtintas žemynų judėjimas naudojant VLBI. Šiandien tokių judėjimų registracija jau tapo kasdienybe. Interferometriniai tolimų radijo galaktikų stebėjimai tvirtai įėjo į geofizikos arsenalą kartu su seisminiu Žemės zondavimu. Jų dėka patikimai fiksuojami periodiniai stočių poslinkiai vienas kito atžvilgiu, atsirandantys dėl žemės plutos deformacijų. Be to, ilgą laiką buvo matuojami ne tik kietojo kūno potvyniai (pirmiausia užfiksuoti VLBI metodu), bet ir įlinkiai, atsirandantys keičiantis atmosferos slėgiui, vandens svoriui vandenyne ir požeminio vandens svoriui. . Leonidas Petrovas, centras skrydžiai į kosmosą juos. Goddardas, NASA |
Teleskopas (iš tele... ir graikų skopeo – žiūriu) Teleskopas (iš tele... ir graikų skopeo – žiūriu), astronominis instrumentas dangaus kūnams tirti pagal jų elektromagnetinę spinduliuotę. Teleskopai skirstomi į gama spindulių teleskopus, rentgeno, ultravioletinius, optinius, infraraudonuosius ir radijo teleskopus. Yra 3 tipų optiniai teleskopai: refraktoriai (lęšiai), reflektoriai (veidrodis) ir kombinuotos veidrodžio-lęšio sistemos. Pirmuosius astronominius stebėjimus naudojant teleskopus (optinius refraktorius) 1609 m. atliko Galilėjus.
Optiniai teleskopai ASTRONOMAI TELESKOPUS STEBĖJO ŽVAIGŽDES, PLANETAS IR KITUS VISATOS OBJEKTUS. TELESKOPAS YRA PAGRINDINIS KIEKVIENO VISATOS TYRĖJO DARBO PRIETAISAS. KADA ATSIRODA PIRMASIS TELESKOPAS IR KAIP JIE SUSTATYTI? 1609 M. PADUVOS UNIVERSITETO PROFESORIUS GALILEO GALILEO (1564-1642) PIRMĄ KARTĄ NURODO MAŽĄ PROŽEKTORIAUS APIMTĮ, KURIĄ PATS PAGAMINO ŽVAIGŽDĖTOJE DANGUJE. TELSKOPINĖS ASTRONOMIJOS AMŽIUS PRASIDĖJO DANGAUS BORIŲ TYRIMAI.
Optinio teleskopo veikimo principas... paremtas išgaubto lęšio savybėmis arba įgaubtas veidrodis, veikdami kaip teleskopo objektyvas, sufokusuoja lygiagrečius šviesos spindulius, ateinančius pas mus iš įvairių dangaus šaltinių, ir sukuria jų vaizdus židinio plokštumoje. Astronomas, žiūrintis į kosminio objekto vaizdą per okuliarą, mato jį padidintą. Šiuo atveju teleskopo padidinimas suprantamas kaip matomo santykis kampiniai matmenys objektas stebimas pro teleskopą ir be jo. Teleskopo padidinimas lygus objektyvo židinio nuotolio ir okuliaro židinio nuotolio santykiui.
Teleskopas Galilėjus Galilėjus Tačiau Galilėjaus teleskopas turėjo reikšmingą trūkumą: pirmasis Galilėjaus teleskopas... lęšis buvo plokštuminis išgaubtas lęšis, jo skersmuo – 4 cm, o židinio nuotolis – 50 cm atliekamas mažesnio dydžio plokščiu įgaubtu lęšiu. Šis optinių stiklų derinys padidino tris kartus. Tada „Galileo“ sukūrė pažangesnį teleskopą su 5,8 cm skersmens objektyvu ir 165 cm židinio nuotoliu Mėnulio ir planetų vaizdus padidino 33 kartus. Su jo pagalba mokslininkas padarė jį nepaprastu astronominiai atradimai: kalnai Mėnulyje, Jupiterio palydovai, Veneros fazės, dėmės ant Saulės ir daug silpnų žvaigždžių. . . vizija, tai yra, per vamzdį buvo matomas labai mažas dangaus ratas. Todėl nukreipkite instrumentą į kai kuriuos dangaus kūnas, o žiūrėti į jį buvo visai nelengva.
Tik metai praėjo nuo teleskopinių stebėjimų pradžios, kai vokiečių astronomas ir matematikas Johannesas Kepleris (1571–1630) pasiūlė savo teleskopo projektą. Naujovė slypi pačioje optinėje sistemoje: objektyvas ir okuliaras buvo abipus išgaubti lęšiai. Dėl to vaizdas Keplerio teleskope, žinoma, taip žiūrėti ant žemės esančius objektus buvo netiesioginis, nepatogus, bet su astronominiais, kaip Galilėjaus teleskopu, ir stebėjimais, tai visiškai apversta. jokios prasmės. Juk Visatoje nėra nei absoliutaus viršaus, nei absoliutaus dugno.
Keplerio teleskopas pasirodė esąs DAUG GERESNIS NEI GALILEO OPTINIS PIRMAKIS: JIS TURĖJO DIDELIĄ MATĖLIMO LAUKĄ IR BUVO LENGVA VEIKTI. ŠIE SVARBI NAUJOJO INSTRUMENTO PRIVALUMAI UNIKALIAI LĖMES LĖMES JO LIKIMĄ: TOLIAU LĖŠINIAI TELESKOPAI PRADĖTI KONSTRUKTI IŠSKIRTINGIAI PAGAL KEPLERO SCHEMĄ. O GALILĖJOS TELESKOPO OPTINĖ SISTEMA BUVO IŠSAUGOTA TIK TEATRO žiūronuose.
Taigi, išskiriami du pagrindiniai teleskopų tipai: LENŠINIS ATŠĖŽIAUS TELESKOPAS, KURIOJE LŪKŠIAMI ŠVIESOS SPINDULIAI, EIDAMI PRO LĖŠĮ, IR VEIDRODINIAI (ATSpindintys) TELESKOPIAI. VEIDRODINIS TELESKOPAS PER LAIKĄ BUVO NAUDOTAS LABAI TOLIEMS IR NETIKTAI ŠVIEČIAMS OBJEKTAMS STEBĖTI. ŽMOGAUS AKIS GALI ATSKIRTI ATSKIRTI DVI STEBĖTOJO OBJEKTO DALIS TIK JEI KAMPINIS ATSTUMAS TARP JUMS YRA NE MAŽESNIS KAIP VIENA AR DVI LANKO MINUTĖS. TAIGI, MĖNULYJE PLIKA AKIMI GALITE APŽIŪRĖTI RELJEFAS DETALES, KURIŲ DYDIS VIRŠYDA 150 -200 KM. SAULĖS DISKE, KAI SAULĖ VEIKIA SAULĖLYDŽIO LINK IR JOS ŠVIESĄ SUSILPINA DĖL ŽEMĖS ATMOSFEROS SUgeriamojo POVEIKIO, MATOMI 50-100 TŪKSTANTŲ KRYŽIAMO DYDŽIO TAŠKAI. KM. NE GINKLUOTA AKIS NEGALIMA SVARSTYTI JOKIŲ KITŲ Smulkmenų. IR TIK MATĖS KAMPĄ DIDINANČIO TELESKOPO DĖKOJA GALITE „PRISIJUNGTI“ PRIE SAVĘS TOLIŲ DANGAUS OBJEKTŲ - STEBĖTI JUOS TAIP PAT AR TIESIOMS.
Radijo teleskopų charakteristikos ŠIUOLAIKINIS RADIJO TELESKOPAS LEIDŽIA TYRINTI VISATĄ TOKIAIS DETALĖMIS, KURIOS NESUTINIAI NE TIK RADIJO DIAPONUOSE, BET IR TIKRAI TRADICIONALIEJE. Į VIENĄ TINKLĄ SUJUNGTI INSTRUMENTAI, ESANČIAI SKIRTINGUOSE ŽEMYNUOSE, LEIDŽIA PAŽIŪRĖTI Į PAČIĄ RADIJO GALAKTIKŲ ŠIRDĮ, KVAZARUS, JAUNŲJŲ ŽVAIGŽDŽIŲ SPIELIUS IR FORMUOJAMAS PLANETAS SISTEMAS. RADIJO INTERFEROMETRIAI SU YPATINGOMIS BAZEMIS YRA TŪKSTANTIS KARTŲ DAUGIAU NEI DIDŽIAUSI OPTINIAI TELESKOPAI Jų pagalba galite ne tik sekti erdvėlaivių judėjimą netoli tolimų planetų, bet ir tyrinėti mūsų pačių planetos plutos judesius. , įskaitant tiesiogiai „jaučiant“ žemynų dreifą. Toliau – kosminiai radijo interferometrai, kurie leis dar giliau įsiskverbti į Visatos paslaptis.
Žemės atmosfera nėra skaidri visų tipų elektromagnetinei spinduliuotei, sklindančiai iš kosmoso. Jame yra tik du platūs „skaidrumo langai“. Vieno iš jų centras patenka į optinę sritį, kurioje yra didžiausia Saulės spinduliuotė. Būtent prie to dėl evoliucijos žmogaus akis prisitaikė jautrumo požiūriu, kuris suvokia 350–700 nanometrų ilgio šviesos bangas. (Tiesą sakant, šis skaidrumo langas yra net šiek tiek platesnis – nuo maždaug 300 iki 1000 nm, tai yra, jis apima artimą ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių diapazonus). Tačiau vaivorykštės matomos šviesos juostelė yra tik maža dalis Visatos „spalvų“ turtingumo. XX amžiaus antroje pusėje astronomija iš tikrųjų tapo visų bangų. Technologijų pažanga leido astronomams atlikti stebėjimus naujuose spektriniuose diapazonuose. Trumpo bangos ilgio matomos šviesos pusėje yra ultravioletiniai, rentgeno ir gama diapazonai. Kiekviename iš šių diapazonų yra astronominių objektų, kurie jame pasireiškia ryškiausiai, nors optinėje spinduliuotėje jie gali neatspindėti nieko išskirtinio, todėl dar visai neseniai astronomai jų tiesiog nepastebėjo.
Vienas įdomiausių ir informatyviausių astronomijos spektro diapazonų yra radijo bangos. Antžeminės radijo astronomijos fiksuojama spinduliuotė praeina per antrąjį ir daug platesnį Žemės atmosferos skaidrumo langą – bangos ilgio diapazone nuo 1 mm iki 30 m. Žemės jonosfera yra jonizuotų dujų sluoksnis, esantis aukštyje apie Pagrindinė radijo teleskopo savybė yra jo kryptingumo modelis. Rodo prietaiso jautrumą iki 70 km – atspindi į kosmosą visą signalų, ateinančių iš skirtingų erdvės krypčių, spinduliuotę. Jei bangos ilgesnės nei 30, „klasikinės“ parabolinės antenos krypties modelis yra m. Kai bangos yra trumpesnės nei 1, ją sudaro kūgio formos pagrindinė skiltis, orientuota išilgai paraboloido ašies, ir kelios (per. mm kosminė spinduliuotė yra visiškai eilėmis) silpnesnės šoninės skiltys. „Budrumą“ „suvalgo“ radijo teleskopo molekulės, tai yra jo kampinę skiriamąją gebą lemia atmosfera (pagrindinis spinduliuotės modelio pagrindinės skilties plotis. Du šaltiniai danguje, kurie kartu patenka į šios skilties tirpalas, kaip ir deguonis, ir susilieja radijo teleskopui į vieną Todėl diagramos plotis vandens garai). kryptingumas lemia mažiausių radijo šaltinio detalių, kurias dar galima atskirti atskirai, dydį.
Radijo teleskopų veikimo principas Visiškai besisukančios parabolinės antenos – optinių atspindinčių teleskopų analogai – pasirodė esančios lanksčiausios iš visos radijo astronomijos antenų įvairovės. Jie gali būti nukreipti į bet kurį tašką danguje, stebėti radijo šaltinį - „kaupti signalą“, kaip sako radijo astronomai - ir taip padidinti teleskopo jautrumą, jo gebėjimą izoliuoti daug silpnesnius signalus iš kosminių šaltinių fone. visokio triukšmo. Pirmasis didelis visiškai besisukantis 76 m skersmens paraboloidas buvo pastatytas 1957 metais Didžiosios Britanijos Džodrelio banko observatorijoje. O šiandien didžiausios pasaulyje mobiliosios antenos lėkštė Green Bank Observatory (JAV) yra 100 x 110 m. Tai praktiškai yra pavienių mobiliųjų radijo teleskopų riba. Skersmens padidinimas turi tris svarbias pasekmes: dvi geras ir viena blogas. Pirma, mums svarbiausia, kad kampinė skiriamoji geba didėtų proporcingai skersmeniui. Antra, jautrumas didėja daug greičiau, proporcingai veidrodžio plotui, ty skersmens kvadratui. Ir trečia, kaina didėja dar greičiau, o tai atspindinčio teleskopo (tiek optinio, tiek radijo) atveju yra maždaug proporcinga jo pagrindinio veidrodžio skersmens kubui.
Pagrindiniai sunkumai yra susiję su veidrodžio deformacija veikiant gravitacijai. Kad teleskopo veidrodis aiškiai sufokusuotų radijo bangas, paviršiaus nuokrypis nuo idealios parabolės neturėtų viršyti vienos dešimtosios bangos ilgio. Toks tikslumas lengvai pasiekiamas kelių metrų ar decimetrų ilgio bangoms. Tačiau esant trumpoms centimetrinėms ir milimetrinėms bangoms reikalingas tikslumas jau yra dešimtosios milimetro. Dėl struktūrinių deformacijų veikiant savo svoriui ir vėjo apkrovoms beveik neįmanoma sukurti visiškai besisukančio parabolinio teleskopo, kurio skersmuo būtų didesnis nei 150 m. Didžiausia fiksuota lėkštė, kurios skersmuo 305 m, buvo pastatyta Arecibo observatorijoje, Puerto Rico. Tačiau apskritai radijo teleskopų konstravimo gigantomanijos era baigėsi. Meksikoje, Siera Negros kalne, 4600 metrų aukštyje, baigiama statyti 50 metrų antena, skirta veikti milimetrų bangų diapazone. Tai gali būti paskutinė pasaulyje pastatyta didelė antena.
Norint įžvelgti radijo šaltinių struktūros detales, mums reikia kitų metodų, kuriuos turime suprasti. Stebimo objekto skleidžiamos radijo bangos sklinda erdvėje, generuodamos periodinius elektrinio ir magnetinio lauko pokyčius. Parabolinė antena surenka į ją krentančias radijo bangas viename taške – židinyje. Kai per vieną tašką praeina kelios elektromagnetinės bangos, jos trukdo, tai yra, jų laukai sumuojasi. Jei bangos ateina fazėje, jos stiprina viena kitą, jei priešfazėje – susilpnėja iki visiško nulio. Parabolinio veidrodžio ypatumas yra būtent tai, kad visos bangos iš vieno šaltinio susifokusuoja toje pačioje fazėje ir maksimaliai sustiprina viena kitą! Šia idėja paremtas visų atspindinčių teleskopų veikimas.
Židinyje atsiranda šviesi dėmė, čia paprastai įdedamas imtuvas, kuris matuoja bendrą teleskopo spinduliuotės schemoje užfiksuotos spinduliuotės intensyvumą. Skirtingai nuo optinės astronomijos, radijo teleskopas negali fotografuoti dangaus srities. Kiekvieną akimirką jis aptinka spinduliuotę, sklindančią tik iš vienos krypties. Grubiai tariant, radijo teleskopas veikia kaip vieno pikselio kamera. Norėdami sukurti vaizdą, turite taškas po taško nuskaityti radijo šaltinį. (Tačiau Meksikoje statomas milimetrinis radijo teleskopas turi radiometrų matricą ir nebėra „vieno pikselio“.)
FSBEI HPE „Taganrogo valstybinis pedagoginis institutas, pavadintas A.P. Čechovas"
Radijo astronomija. Radijo teleskopai.
Pagrindinės charakteristikos.
Baigė studentas
Fizikos ir matematikos fakultetas
51 grupė: Mazur V.G.
Taganrogas
| Įvadas | |
| Radijo astronomija 1. Palyginimas su optinė astronomija…………………………. 2. Registruoto radijo spinduliavimo diapazonai……………….. 3. Istorinis pagrindas…………………………………………….. Radijo teleskopai …………………………………………………. 4. Veikimo principas……………………………………………………………….. 5. Radijo interferometrai…………………………………………. 6. Pirmieji radijo teleskopai………………………………………. 7. Radijo teleskopų klasifikacija……………………………………………………… a) Antenos su užpildyta diafragma……………………………… b) Revoliucijos paraboloidai………………………………………………………… c) paraboliniai cilindrai…………………………………… d) Antenos su plokščiais atšvaitais……………………………… e) moliniai dubenys……………………………………………………………. e) Antenų matricos (fazės antenos)……………………… g) Antenos su neužpildyta diafragma……………………………… Išvada Nuorodos |
Įvadas
Radijo astronomija yra astronomijos šaka, kuri tiria kosminiai objektai analizuojant iš jų sklindančią radijo spinduliuotę. Daugelis kosminių kūnų skleidžia radijo bangas, kurios pasiekia Žemę: tai visų pirma išoriniai Saulės sluoksniai ir planetų atmosferos, tarpžvaigždinių dujų debesys. Radijo spinduliavimą lydi tokie reiškiniai kaip turbulentinių dujų srautų ir smūginių bangų sąveika tarpžvaigždinė terpė, greitas neutroninių žvaigždžių sukimasis su stipriomis magnetinis laukas, „sprogstamųjų“ procesų galaktikų ir kvazarų branduoliuose, saulės blykstės tt Radijo signalai iš gamtos objektų, ateinančių į Žemę, turi triukšmo pobūdį. Šie signalai priimami ir sustiprinami naudojant specialią elektroninę įrangą, o vėliau įrašomi analogine arba skaitmenine forma. Radijo astronomijos metodai dažnai būna jautresni ir tolimesni nei optiniai.
Radijo teleskopas – tai astronominis prietaisas, skirtas priimti pačių dangaus objektų (Saulės sistemos, Galaktikos ir Metagalaktikos) radijo spinduliuotę ir tirti jų charakteristikas, tokias kaip koordinates, erdvinę struktūrą, spinduliuotės intensyvumą, spektrą ir poliarizaciją.
RADIJO ASTRONOMIJA
§1. Palyginimas su optine astronomija
Iš visų kosminės elektromagnetinės spinduliuotės rūšių, kurios Žemės paviršių pasiekia per atmosferą, tik matoma šviesa, uždaryti (trumpoji banga) infraraudonoji spinduliuotė ir radijo bangų spektro dalis. Viena vertus, radijo bangos, kurių bangos ilgis yra daug ilgesnės nei optinės spinduliuotės, lengvai prasiskverbia per debesuotą planetų atmosferą ir tarpžvaigždinių dulkių debesis, kurie yra nepermatomi šviesai. Kita vertus, tik trumpiausios radijo bangos praeina per šviesai skaidrias jonizuotų dujų sritis aplink žvaigždes ir tarpžvaigždinėje erdvėje. Radijo astronomai silpnus kosminius signalus aptinka naudodami radijo teleskopus, kurių pagrindiniai elementai yra antenos. Paprastai tai yra paraboloido formos metaliniai atšvaitai. Atšvaito židinyje, kur sutelkta spinduliuotė, yra dedamas rago arba dipolio pavidalo surinkimo įtaisas, kuris surinktą radijo energiją nukreipia į priimančią įrangą. Atšvaitai, kurių skersmuo iki 100 m, yra judinami ir pilnai pasukami; jie gali nukreipti į objektą bet kurioje dangaus vietoje ir jį sekti. Didesni atšvaitai (iki 300 m skersmens) yra stacionarūs, didžiulio sferinio dubens pavidalo, o nukreipimas į objektą atsiranda dėl Žemės sukimosi ir tiekimo judėjimo antenos židinyje. Net didesni atšvaitai dažniausiai atrodo kaip paraboloido dalis. Kuo didesnis atšvaito dydis, tuo detalesnis stebimas radijo vaizdas. Dažnai, norint jį pagerinti, vienas objektas vienu metu stebimas dviem radijo teleskopais arba visa jų sistema, kurioje yra kelios dešimtys antenų, kartais atskirtų tūkstančiais kilometrų.
§2. Registruotų radijo spindulių diapazonai
Per žemės atmosferą praeina nuo kelių milimetrų iki 30 m ilgio radijo bangos, t.y. dažnių diapazone nuo 10 MHz iki 200 GHz. Taigi radijo astronomai susiduria su dažniais, žymiai aukštesniais nei, pavyzdžiui, vidutinių ar trumpųjų bangų transliuojamas radijo diapazonas. Tačiau atsiradus VHF ir televizijos transliavimui 50–1000 MHz dažnių diapazone, taip pat radarams (radarams) 3–30 GHz diapazone, radijo astronomai turi problemų: galingi signalai iš antžeminių siųstuvų šiuose diapazonuose trikdo silpnų erdvės signalų priėmimas. Todėl tarptautiniais susitarimais radijo astronomams buvo skirti keli dažnių diapazonai, kuriuose signalą perduoti kosminiam stebėjimui draudžiama.
§3. Istorinis fonas
Radijo astronomija kaip mokslas prasidėjo 1931 m., kai K. Jansky iš Bell Telephone Company pradėjo tirti radijo trukdžius ir išsiaiškino, kad jie sklinda iš centrinės Paukščių Tako dalies. Pirmąjį radijo teleskopą 1937-1938 metais sukonstravo radijo inžinierius G. Reberis, kuris savarankiškai savo sode iš geležies lakštų pagamino 9 metrų atšvaitą, iš esmės tokį pat, kaip ir dabartinės milžiniškos parabolinės antenos. Reberis sudarė pirmąjį radijo dangaus žemėlapį ir atrado, kad visas Paukščių Takas spinduliuoja 1,5 m bangos ilgiu, bet stipriausiai – jo centrinė dalis. 1942 m. vasarį J. Hay pastebėjo, kad metro spinduliu Saulė trukdo radarams, kai joje atsiranda blykstės; Saulės radijo spinduliavimą centimetrų diapazone 1942-1943 metais atrado J. Southworthas. Sisteminga radijo astronomijos plėtra prasidėjo po Antrojo pasaulinio karo. Didžiojoje Britanijoje buvo sukurta didelė Jodrell Bank observatorija (Mančesterio universitetas) ir Cavendish laboratorijos stotis (Kembridžas). Radiofizikinė laboratorija (Sidnėjus) įkūrė keletą stočių Australijoje. Nyderlandų radijo astronomai pradėjo tyrinėti tarpžvaigždinio vandenilio debesis. SSRS radijo teleskopai buvo pastatyti prie Serpuchovo, Pulkovo ir Krymo. Didžiausios radijo observatorijos JAV yra Nacionalinės radijo astronomijos observatorijos Green Bank (Vakarų Virdžinija) ir Charlottesville (Virdžinija), Kornelio universiteto observatorija Arecibo mieste (Puerto Rikas), Kalifornijos observatorija. Technologijos institutas Owens Valley, Kalifornija, MIT Linkolno laboratorija ir Oak Ridge observatorija Harvardo universitetas(Masačusetsas), Kalifornijos universiteto Hat Creek observatorija Berklyje (Kalifornija), penkių Masačusetso universiteto koledžų radijo astronomijos observatorija (Masačusetsas).
RADIJO TELESKOPAS
Radijo teleskopas užima pradinę vietą pagal dažnių diapazoną tarp astronominių elektromagnetinės spinduliuotės tyrimo prietaisų. Aukštesnio dažnio teleskopai yra terminiai, matomi, ultravioletiniai, rentgeno ir gama spinduliai.
Pageidautina, kad radijo teleskopai būtų atokiau nuo pagrindinių gyventojų centrų, kad būtų sumažintas radijo stočių, televizijos, radarų ir kitų skleidžiančių įrenginių elektromagnetiniai trukdžiai. Radijo observatorijos pastatymas slėnyje ar žemumoje dar geriau apsaugo jį nuo žmogaus sukelto elektromagnetinio triukšmo poveikio.
Radijo teleskopas susideda iš dviejų pagrindinių elementų: antenos įrenginio ir labai jautraus priėmimo įrenginio – radiometro. Radiometras sustiprina antenos gaunamą radijo spinduliuotę ir paverčia ją patogia įrašymui ir apdorojimui.
Radijo teleskopų antenų konstrukcijos yra labai įvairios, nes radijo astronomijoje naudojamas labai platus bangų ilgių diapazonas (nuo 0,1 mm iki 1000 m). Radijo teleskopų antenos, priimančios mm, cm, dm ir metro bangas, dažniausiai yra paraboliniai atšvaitai, panašūs į įprastų optinių reflektorių veidrodžius. Paraboloido židinyje sumontuotas švitintuvas – prietaisas, renkantis radijo spinduliuotę, kuri į jį nukreipiama veidrodžiu. Švitintuvas perduoda gautą energiją į radiometro įvestį, o po sustiprinimo ir aptikimo signalas įrašomas į fiksuojančio elektrinio matavimo prietaiso juostą. Šiuolaikiniuose radijo teleskopuose analoginis signalas iš radiometro išvesties konvertuojamas į skaitmeninį ir įrašomas į standųjį diską vieno ar kelių failų pavidalu.
Norint nukreipti antenas į tiriamą dangaus sritį, jos paprastai įrengiamos ant azimuto laikiklių, kurie užtikrina azimuto ir aukščio sukimąsi (viso sukimosi antenos). Taip pat yra antenų, kurios leidžia tik ribotai suktis ir netgi visiškai nejudančios. Priėmimo kryptis pastarojo tipo antenose (dažniausiai labai didelėse) pasiekiama judant tiekimus, kurie suvokia nuo antenos atsispindinčią radijo spinduliuotę.
§4. Veikimo principas
Radijo teleskopo veikimo principas labiau panašus į fotometro nei optinio teleskopo veikimo principą. Radijo teleskopas negali sukurti vaizdo tiesiogiai, jis matuoja tik spinduliuotės energiją iš tos krypties, kuria teleskopas žiūri. Taigi, norint gauti išplėstinio šaltinio vaizdą, radijo teleskopas turi išmatuoti jo ryškumą kiekviename taške.
Dėl radijo bangų difrakcijos teleskopo apertūroje, matuojant kryptį į taškinį šaltinį, atsiranda tam tikra paklaida, kurią lemia antenos spinduliuotės modelis ir tai iš esmės riboja prietaiso skiriamąją gebą:
kur yra bangos ilgis ir diafragmos skersmuo. Didelė skiriamoji geba leidžia stebėti smulkesnes tiriamų objektų erdvines detales. Norėdami pagerinti skiriamąją gebą, turite sumažinti bangos ilgį arba padidinti diafragmą. Tačiau trumpų bangų ilgių naudojimas padidina veidrodžio paviršiaus kokybės reikalavimus (žr. Rayleigh kriterijų). Todėl jie dažniausiai pasirenka diafragmos didinimo kelią. Didinant diafragmą pagerėja ir kita svarbi savybė – jautrumas. Radijo teleskopas turi būti labai jautrus, kad būtų galima patikimai aptikti kuo silpnesnius šaltinius. Jautrumas nustatomas pagal srauto tankio svyravimų lygį:
,
kur yra radijo teleskopo būdingo triukšmo galia, yra antenos efektyvusis plotas (rinkimo paviršius), dažnių juosta ir signalo kaupimo laikas. Radijo teleskopų jautrumui didinti didinamas jų renkamasis paviršius ir naudojami mažo triukšmo imtuvai ir stiprintuvai, kurių pagrindą sudaro mazeriai, parametriniai stiprintuvai ir kt.
§5. Radijo interferometrai
Be diafragmos skersmens padidinimo, yra dar vienas būdas padidinti skiriamąją gebą (arba susiaurinti spinduliavimo modelį). Jei paimsite dvi antenas, esančias atstumu d(bazė) vienas nuo kito, tada signalas iš šaltinio į vieną iš jų pasieks šiek tiek anksčiau nei į kitą. Jei po to bus trikdomi dviejų antenų signalai, tai iš gauto signalo, naudojant specialią matematinę redukcijos procedūrą, bus galima atkurti informaciją apie šaltinį efektyvia raiška. Ši redukcijos procedūra vadinama diafragmos sinteze. Trikdžiai gali būti atliekami tiek techninėje įrangoje, tiekiant signalą kabeliais ir bangolaidžiais į bendrą maišytuvą, ir kompiuteryje su signalais, anksčiau suskaitmenintais tiksliomis laiko žymomis ir saugomais laikmenoje. Modernus techninėmis priemonėmis leido sukurti VLBI sistemą, kuri apima teleskopus, esančius ant skirtinguose žemynuose ir juos skiria keli tūkstančiai kilometrų.
§6. Pirmieji radijo teleskopai
Namai – Karlas Janskis
Radijo teleskopo kopijaJanskis
Istorija radijo teleskopai kilęs 1931 m., kai Karlo Janskio eksperimentai Bell Telephone Labs bandymų aikštelėje. Norėdamas ištirti žaibo trukdžių atvykimo kryptį, jis sukonstravo vertikaliai poliarizuotą vienkryptę Bruce'o drobės tipo anteną. Statinio matmenys buvo 30,5 m ilgio ir 3,7 m aukščio. Darbas buvo atliktas esant 14,6 m (20,5 MHz) bangos ilgiui. Antena buvo prijungta prie jautraus imtuvo, kurio išvestyje buvo įrašymo įrenginys su didele laiko konstanta.
Radiacijos įrašas, kurį Janskis gavo 1932 m. vasario 24 d. Maxima (rodyklės) pakartokite po 20 minučių. - visiško antenos sukimosi laikotarpis.
1932 m. gruodį Janskis jau pranešė apie pirmuosius jo instaliacijos rezultatus. Straipsnyje buvo pranešta apie „... nuolatinį neaiškios kilmės šnypštimą“, kurį „... sunku atskirti nuo šnypštimo, kurį sukelia pačios įrangos triukšmas. Šnypštimo trukdžių atvykimo kryptis palaipsniui keičiasi visą dieną, todėl pilnas posūkis per 24 valandas“. Kituose dviejuose savo straipsniuose, 1933 m. spalį ir 1935 m. spalį, Karlas Janskis pamažu priėjo prie išvados, kad jo naujų trukdžių šaltinis buvo centrinis mūsų galaktikos regionas. Be to, didžiausias atsakas gaunamas, kai antena yra nukreipta į Paukščių Tako centrą.
Jansky pripažino, kad radijo astronomijos pažangai reikės didesnių antenų su ryškesniais raštais, kurios turėtų būti lengvai nukreiptos skirtingomis kryptimis. Jis pats pasiūlė suprojektuoti parabolinę anteną su 30,5 m skersmens veidrodžiu, kuri veiktų metrinėmis bangomis. Tačiau jo pasiūlymas nesulaukė palaikymo JAV.
Atgimimas – Grout Reber
Meridiano radijo teleskopasGrouta Rebera
1937 metais Janskio darbais susidomėjo radijo inžinierius Groutas Reberis iš Vetono (JAV, Ilinojaus valstija) ir sukonstravo anteną su 9,5 m skersmens paraboliniu reflektoriumi savo tėvų namo kieme , tai yra, jis buvo valdomas tik pakilimu , o diagramos skilties padėties pasikeitimas dešiniajame kilime buvo pasiektas dėl Žemės sukimosi. Reberio antena buvo mažesnė nei Janskio, bet veikė daugiau trumpos bangos, o jo spinduliavimo modelis buvo daug ryškesnis. Reber antena turėjo kūginį spindulį, kurio plotis buvo 12 ° esant pusei galios lygiu, o Jansky antenos pluoštas buvo ventiliatoriaus formos, kurio plotis buvo 30 °, esant pusei galios lygiu siauriausioje atkarpoje.
1939 m. pavasarį Reberis atrado 1,87 m (160 MHz) bangos ilgio spinduliuotę su pastebima koncentracija Galaktikos plokštumoje ir paskelbė kai kuriuos rezultatus.
Gautas radijo dangaus žemėlapisSkiedinys Reberis1944 metais
Tobulindamas savo įrangą, Reberis ėmėsi sistemingo dangaus tyrinėjimo ir 1944 metais paskelbė pirmuosius 1,87 m bangos ilgio dangaus radijo žemėlapius. Žemėlapiuose aiškiai matyti centriniai Paukščių Tako regionai ir ryškūs radijo šaltiniai Šaulio, Cygnus A, Cassiopeia A žvaigždyne, Canis Majoras ir Sternas. Reber žemėlapiai yra gana geri, net palyginti su šiuolaikiniais metro bangų ilgių žemėlapiais.
Po Antrojo pasaulinio karo Europos, Australijos ir JAV mokslininkai padarė reikšmingų technologinių patobulinimų radijo astronomijos srityje. Taip prasidėjo radijo astronomijos žydėjimas, dėl kurio buvo sukurti milimetriniai ir submilimetriniai bangų ilgiai, leidžiantys pasiekti žymiai didesnę skiriamąją gebą.
§7. Radijo teleskopų klasifikacija
Platus bangų ilgių diapazonas, radijo astronomijos tyrimų objektų įvairovė, greitas tempas Radijo fizikos ir radijo teleskopų konstrukcijos raida, daugybė nepriklausomų radijo astronomų komandų lėmė įvairiausių tipų radijo teleskopus. Natūraliausia radijo teleskopus klasifikuoti pagal jų angos užpildymo pobūdį ir pagal mikrobangų lauko fazavimo būdus (reflektoriai, refraktoriai, nepriklausomas laukų įrašymas)
Užpildytos diafragmos antenos
Šio tipo antenos yra panašios į optinių teleskopų veidrodžius ir yra paprasčiausios bei dažniausiai naudojamos. Užpildytos diafragmos antenos tiesiog surenka signalą iš stebimo objekto ir sutelkia jį į imtuvą. Įrašytame signale jau yra mokslinės informacijos ir jam nereikia sintezės. Tokių antenų trūkumas yra maža skiriamoji geba. Tuščios diafragmos antenos gali būti suskirstytos į kelias klases pagal jų paviršiaus formą ir tvirtinimo būdą.
Sukimosi paraboloidai
Beveik visos šio tipo antenos yra sumontuotos ant Alt-Az laikiklių ir yra visiškai pasukamos. Pagrindinis jų privalumas yra tas, kad tokie radijo teleskopai, kaip ir optiniai teleskopai, gali būti nukreipti į objektą ir jį nukreipti. Taigi stebėjimus galima atlikti bet kuriuo metu, kol tiriamas objektas yra virš horizonto. Tipiški atstovai: Green Bank radijo teleskopas, RT-70, Kalyazin radijo teleskopas.
Paraboliniai cilindrai
Viso sukimosi antenų konstrukcija yra susijusi su tam tikrais sunkumais, susijusiais su didžiule tokių konstrukcijų mase. Todėl statomos stacionarios ir pusiau mobilios sistemos. Tokių teleskopų kaina ir sudėtingumas didėja daug lėčiau, nes didėja jų dydis. Parabolinis cilindras spindulius renka ne taške, o tiesia linija, lygiagrečia jo generatoriui (židinio linijai). Dėl to teleskopai šio tipo turi asimetrinį spinduliuotės modelį ir skirtingą skiriamąją gebą išilgai skirtingų ašių. Kitas tokių teleskopų trūkumas yra tas, kad dėl riboto mobilumo galima stebėti tik dalį dangaus. Atstovai: Ilinojaus universiteto radijo teleskopas, Indijos teleskopas Ooty mieste.
Spindulių kelias Nance teleskope
Antenos su plokščiais atšvaitais
Norint dirbti su paraboliniu cilindru, ant židinio linijos turi būti dedami keli detektoriai, iš kurių signalas pridedamas atsižvelgiant į fazes. Tai nėra lengva padaryti trumpomis bangomis, nes didelių nuostolių ryšio linijose. Antenos su plokščiu atšvaitu leidžia išsiversti tik su vienu imtuvu. Tokios antenos susideda iš dviejų dalių: kilnojamojo plokščio veidrodžio ir fiksuoto paraboloido. Judantis veidrodis yra „nukreiptas“ į objektą ir atspindi spindulius į paraboloidą. Paraboloidas sutelkia spindulius židinio taške, kuriame yra imtuvas. Tokiame teleskope galima stebėti tik dalį dangaus. Atstovai: Kraus radijo teleskopas, Didysis radijo teleskopas Nance.
Moliniai dubenys
Noras sumažinti statybos sąnaudas paskatino astronomus naudoti natūralus reljefas kaip teleskopo veidrodis. Šio tipo atstovas buvo 300 metrų Arecibo radijo teleskopas. Jis yra smegduobėje, kurios dugnas išklotas sferoido formos aliuminio lakštais. Imtuvas pakabinamas ant specialių atramų virš veidrodžio. Šio instrumento trūkumas yra tas, kad jis gali pasiekti dangų tik 20° atstumu nuo zenito.
Antenų matricos (bendro režimo antenos)
Toks teleskopas susideda iš daugybės elementarių švitintuvų (dipolių arba spiralių), esančių mažesniu atstumu nei bangos ilgis. Dėl tikslaus kiekvieno elemento fazės valdymo galima pasiekti didelę skiriamąją gebą ir efektyvų plotą. Tokių antenų trūkumas yra tas, kad jos gaminamos griežtai apibrėžtam bangos ilgiui. Atstovai: BSA radijo teleskopas Pushchino mieste.
Tuščios diafragmos antenos
Astronomijos tikslais svarbiausios yra dvi radijo teleskopų charakteristikos: skiriamoji geba ir jautrumas. Šiuo atveju jautrumas yra proporcingas antenos sričiai, o skiriamoji geba yra proporcinga didžiausiam dydžiui. Taigi, labiausiai paplitusios apskritos antenos užtikrina blogiausią skiriamąją gebą toje pačioje efektyvioje srityje. Todėl radijo astronomijoje atsirado teleskopai su nedideliais atstumais.
Teleskopas DKR-1000, su neužpildyta anga
ploto, bet didelės raiškos. Tokios antenos vadinamos tuščios diafragmos antenos, nes jų angoje yra „skylių“, kurios viršija bangos ilgį. Norint gauti vaizdus iš tokių antenų, stebėjimai turi būti atliekami diafragmos sintezės režimu. Diafragmos sintezei pakanka dviejų sinchroniškai veikiančių antenų, esančių tam tikru atstumu, kuris vadinamas bazę. Norėdami atkurti pradinį vaizdą, turite išmatuoti signalą visose įmanomose bazėse su tam tikru žingsniu iki didžiausio.
Jei antenos yra tik dvi, tuomet turėsite atlikti stebėjimą, tada pakeisti bazę, atlikti stebėjimą kitame taške, vėl pakeisti bazę ir tt Ši sintezė vadinama nuoseklus. Šiuo principu veikia klasikinis radijo interferometras. Nuosekliosios sintezės trūkumas yra tas, kad ji užima daug laiko ir negali atskleisti radijo šaltinių kintamumo per trumpą laiką. Todėl jis naudojamas dažniau lygiagreti sintezė. Tai apima daug antenų (imtuvų) vienu metu, kurios vienu metu atlieka visų būtinų bazių matavimus. Atstovai: Šiaurės kryžius Italijoje, DKR-1000 radijo teleskopas Puščine.
Didelės VLA matricos dažnai vadinamos nuoseklia sinteze. Tačiau dėl didelis kiekis antenų, jau pateikiamos beveik visos bazės, o papildomų pertvarkymų dažniausiai nereikia.
Radijo teleskopų sąrašas.
| Vieta | Antenos tipas | Dydis | Minimalus darbinis ilgis bangos |
| JAV, Žaliasis bankas | Parabolinis segmentas su aktyviu paviršiumi | ||
| Rusija, Kalyazino radijo astronomijos observatorija | Parabolinis atšvaitas | ||
| Rusija, Bear Lakes | Parabolinis atšvaitas | ||
| Japonija, Nobeyama | Parabolinis atšvaitas | ||
| Italija, medicina | Parabolinis atšvaitas | ||
| Ispanija, Granada | Parabolinis atšvaitas | ||
| Puerto Rikas, Puerto Rikas, Aresibas | Sferinis atšvaitas | ||
| Rusija, Badary, Sibiro saulės radijo teleskopas | Antenos matrica 128x128 elementai (kryžminis radijo interferometras) | ||
| Prancūzija, Nancy | Dvigubas veidrodis | ||
| Indija, Ooty | Parabolinis cilindras | ||
| Italija, medicina, Šiaurės kryžius | Dviejų parabolinių cilindrų „T“. |
Nuorodos
1. Erdvės fizika: maža. enc., 1986, p. 533
2. Kaplanas S. A. Kaip atsirado radijo astronomija // Elementary radioastronomy. - M.: Nauka, 1966. - P. 12. - 276 p.
3. 1 2 Krausas D.D. 1.2. Trumpa istorija pirmieji radijo astronomijos metai // Radijo astronomija / Red. V. V. Železnyakova. - M.: Tarybinis radijas, 1973. - P. 14-21. - 456 s.
4. Didžioji tarybinė enciklopedija. – SSRS: Sovietinė enciklopedija, 1978.
5. Elektromagnetinė spinduliuotė. Vikipedija.
6. Radijo teleskopas // Kosmoso fizika: Mažoji enciklopedija / Red. R. A. Sunyaeva. - 2 leidimas. - M.: Sov. enciklopedija, 1986. - P. 560. - 783 p. – ISBN 524(03)
7. P.I.Bakulinas, E.V.Kononovičius, V.I.Morozas Na bendroji astronomija. - M.: Nauka, 1970 m.
8. 1 2 3 4 Jonas D. Krausas. Radijo astronomija. - M.: Sovietų radijas, 1973 m.
9. Janskis K.G. Kryptiniai atmosferos aukštų dažnių tyrimai. -Proc. IRE, 1932. - T. 20. - S. 1920-1932.
10. Janskis K.G. Elektros sutrikimai, matyt, nežemiškos kilmės.. – Proc. IRE, 1933. - T. 21. - P. 1387-1398.
11. Janskis K.G. Pastaba apie tarpžvaigždinių trukdžių šaltinį.. – Proc. IRE, 1935. - T. 23. - P. 1158-1163.
12. Reberis G. Kosminė statika. - Astrofija. J., 1940 m. birželio mėn. - T. 91. - P. 621-624.
13. Reberis G. Kosminė statika. -Proc. IRE, 1940 m. vasario mėn. - T. 28. - P. 68-70.
14. 1 2 Reberis G. Kosminė statika. - Astrofija. J., 1944 lapkritis. - T. 100. - P. 279-287.
15. Reberis G. Kosminė statika. -Proc. IRE, 1942 m. rugpjūčio mėn. - T. 30. - P. 367-378.
16. 1 2 N.A.Esepkina, D.V.Korolkovas, Yu.N.Pariysky. Radijo teleskopai ir radiometrai. - M.: Nauka, 1973 m.
17. Ilinojaus universiteto radijo teleskopas.
18. 1 2 L. M. Gindilis „SETI: nežemiško intelekto paieška“
