Радио дурангийн шинж чанар

Орчин үеийн радио дуран нь саяхан болтол зөвхөн радио мужид төдийгүй уламжлалт үзэгдэх гэрлийн одон орон судлалын боломжийн хүрээнээс гадуур байсан Орчлон ертөнцийг нарийвчлан судлах боломжийг олгодог. Янз бүрийн тивд байрладаг нэг сүлжээнд нэгдсэн багажууд нь радио галактик, квазар, залуу оддын бөөгнөрөлүүдийн гол цөмийг харах боломжийг бидэнд олгодог.
Пуэрто-Рико дахь Аресибо нь дэлхийн хамгийн том суурин тольтой - 800 тонн жинтэй бүтэц нь бөмбөрцөг хэлбэрийн савны дээгүүр кабельд өлгөгдсөн байдаг.	Green Bank Observatory (АНУ, Баруун Виржиниа) дахь дэлхийн хамгийн том бүрэн эргэдэг параболик антенн. 100х110 м хэмжээтэй толин тусгалыг 1988 онд 90 м бүрэн эргэдэг антен өөрийн жингийн дор нурсны дараа барьсан.

Радио телескопын ажиллах зарчим
Бүрэн эргэлддэг параболик антенууд - оптик тусгал дурануудын аналогууд нь бүх төрлийн радио одон орон судлалын антеннуудын ажиллахад хамгийн уян хатан байсан. Тэдгээрийг тэнгэрийн аль ч цэг рүү чиглүүлж, радиогийн эх үүсвэрийг хянаж, радио одон орон судлаачдын хэлснээр "дохио хуримтлуулах" боломжтой бөгөөд ингэснээр телескопын мэдрэмжийг нэмэгдүүлж, сансрын эх үүсвэрээс сул дохиог тусгаарлах чадварыг нэмэгдүүлдэг. бүх төрлийн чимээ шуугиан. 76 м диаметртэй анхны том бүрэн эргэдэг параболоидыг 1957 онд Британийн Жодрелл банкны ажиглалтын төвд барьсан. Өнөөдөр Green Bank Observatory (АНУ) дахь дэлхийн хамгийн том хөдөлгөөнт антенны таваг нь 100-аас 110 м-ийн хэмжээтэй бөгөөд энэ нь нэг хөдөлгөөнт радио телескопын хувьд бараг хязгаар юм. Диаметрийг нэмэгдүүлэх нь хоёр сайн, нэг муу гэсэн гурван чухал үр дагавартай. Нэгдүгээрт, бидний хувьд хамгийн чухал зүйл бол өнцгийн нарийвчлал нь диаметртэй пропорциональ өсөх явдал юм. Хоёрдугаарт, мэдрэмж нь толины талбай, өөрөөр хэлбэл диаметрийн квадраттай харьцуулахад илүү хурдан нэмэгддэг. Гуравдугаарт, өртөг нь бүр ч хурдан өсдөг бөгөөд энэ нь тусгал дуран (оптик ба радио аль аль нь) гол толины диаметртэй кубтай ойролцоогоор пропорциональ байна.
Гол бэрхшээл нь таталцлын нөлөөн дор толины хэв гажилттай холбоотой байдаг. Телескопын толин тусгал нь радио долгионыг тодорхой төвлөрүүлэхийн тулд гадаргуугийн хамгийн тохиромжтой параболикээс хазайх нь долгионы уртын аравны нэгээс хэтрэхгүй байх ёстой. Ийм нарийвчлалыг хэдэн метр эсвэл дециметр урттай долгионы хувьд хялбархан олж авдаг. Гэхдээ богино см ба миллиметр долгионы хувьд шаардлагатай нарийвчлал нь аль хэдийн миллиметрийн аравны нэг юм. Өөрийн жин, салхины ачааллын дор бүтцийн хэв гажилтын улмаас 150 м-ээс их диаметртэй бүрэн эргэдэг параболик телескопыг бий болгох нь бараг боломжгүй юм. Рико. Гэхдээ ерөнхийдөө радио дуран бүтээхэд гигантоманийн эрин үе дуусчээ. Мексикт 4600 метрийн өндөрт орших Сьерра Негра ууланд миллиметрийн долгионы мужид ажиллах 50 метрийн антенны барилгын ажил дуусч байна. Энэ нь дэлхий дээр баригдаж буй хамгийн сүүлийн том ганц антен байж магадгүй юм.
Радио эх үүсвэрийн бүтцийн нарийн ширийнийг олж мэдэхийн тулд бидэнд ойлгох ёстой өөр аргууд хэрэгтэй. Ажиглагдсан объектоос ялгарах радио долгион нь сансар огторгуйд тархаж, цахилгаан болон соронзон орон дээр үе үе өөрчлөлтийг бий болгодог. Параболик антенн дээр ирж буй радио долгионыг нэг цэг дээр цуглуулдаг - фокус. Хэд хэдэн цахилгаан соронзон долгион нэг цэгээр дамжин өнгөрөхөд тэдгээр нь хөндлөнгөөс оролцдог, өөрөөр хэлбэл тэдгээрийн талбайнууд нэмэгддэг. Хэрэв долгион нь үе шатанд ирвэл тэд бие биенээ бэхжүүлдэг; Параболик толины онцлог нь нэг эх үүсвэрээс гарч буй бүх долгионууд нэг үе шатанд төвлөрч, бие биенээ аль болох хүчирхэгжүүлдэгт оршино! Бүх тусгал дурануудын үйл ажиллагаа нь энэ санаан дээр суурилдаг.
Фокус дээр тод толбо гарч ирэх ба хүлээн авагчийг ихэвчлэн энд байрлуулдаг бөгөөд энэ нь телескопын цацрагийн хэв маягийн хүрээнд авсан цацрагийн нийт эрчмийг хэмждэг. Оптик одон орон судлалаас ялгаатай нь радио дуран нь тэнгэрийн талбайн зургийг авч чадахгүй. Ямар ч үед зөвхөн нэг чиглэлээс ирж буй цацрагийг илрүүлдэг. Товчоор хэлбэл, радио дуран нь нэг пикселийн камер шиг ажилладаг. Зургийг бүтээхийн тулд та радио эх сурвалжийг цэгээр нь сканнердах хэрэгтэй. (Гэсэн хэдий ч Мексикт баригдаж буй миллиметрийн радио дуран нь голомтод радиометрийн матрицтай бөгөөд "нэг пиксел" байхаа больсон.)

"Радио телескопуудын багийн тоглоом"
Гэсэн хэдий ч та үүнийг өөрөөр хийж болно. Бид бүх туяаг нэг цэгт нэгтгэхийн оронд толины гадаргуу дээр (эсвэл ижил туяа дамжин өнгөрдөг өөр цэг дээр) туяа тус бүрийн үүсгэдэг цахилгаан орны хэлбэлзлийг хэмжиж, бүртгэж, дараа нь эдгээр бичлэгүүдийг "нэмэх" боломжтой. компьютерийн төхөөрөмжийн боловсруулалтанд долгион тус бүр нь антенны төсөөлөлд хүрэх зайд тохирох фазын шилжилтийг харгалзан үздэг. Энэ зарчмаар ажилладаг төхөөрөмжийг интерферометр, манай тохиолдолд радио интерферометр гэж нэрлэдэг.
Интерферометр нь асар том, хатуу антен барих хэрэгцээг арилгадаг. Үүний оронд та хэдэн арван, хэдэн зуу, бүр мянга мянган антеннуудыг бие биенийхээ хажууд байрлуулж, тэдний хүлээн авсан дохиог нэгтгэж болно. Ийм телескопуудыг фазын массив гэж нэрлэдэг. Гэсэн хэдий ч тэд "сонор сэрэмж" -ийн асуудлыг шийдэж чадахгүй байна - үүний тулд та дахиад нэг алхам хийх хэрэгтэй. Таны санаж байгаагаар радио дурангийн хэмжээ ихсэх тусам мэдрэх чадвар нь нарийвчлалаас хамаагүй хурдан нэмэгддэг. Тиймээс, бид бичигдсэн дохионы хүч хангалттай, гэхдээ өнцгийн нягтрал маш их дутагдаж байгаа нөхцөл байдалд хурдан ордог. Дараа нь асуулт гарч ирнэ: "Яагаад бидэнд тасралтгүй массив антен хэрэгтэй байна вэ? Үүнийг сийрэгжүүлэх боломжтой юу?" Энэ нь боломжтой болох нь тогтоогдсон! Том талбайд байрлуулсан бие даасан хэд хэдэн бие даасан антеннуудаас хамаагүй том диаметртэй толин тусгалыг "нийлэгжүүлдэг" тул энэ санааг "апертурын синтез" гэж нэрлэдэг. Ийм "синтетик" хэрэгслийн нарийвчлалыг бие даасан антеннуудын диаметрээр бус харин тэдгээрийн хоорондох зай - радио интерферометрийн суурь зэргээр тодорхойлно. Мэдээжийн хэрэг, дор хаяж гурван антен байх ёстой бөгөөд тэдгээр нь нэг шулуун шугамын дагуу байрлах ёсгүй. Үгүй бол радио интерферометрийн нарийвчлал нь маш жигд бус байх болно. Энэ нь зөвхөн антеннуудын хооронд байрлах чиглэлд өндөр байх болно. Хөндлөн чиглэлд, нарийвчлал нь тусдаа антенны хэмжээгээр тодорхойлогддог.
Радио одон орон судлал энэ замаар 1970-аад оноос хөгжиж эхэлсэн. Энэ хугацаанд хэд хэдэн том олон антентай интерферометр бий болсон. Тэдгээрийн зарим нь суурин антентай бол зарим нь дэлхийн гадаргуугийн дагуу хөдөлж, янз бүрийн "тохиргоо" -д ажиглалт хийх боломжтой. Ийм интерферометрүүд нь нэг радио телескопоос хамаагүй өндөр нарийвчлалтай радио эх үүсвэрийн "нийлэгжүүлсэн" газрын зургийг бүтээдэг: сантиметр долгионы хувьд энэ нь 1 нуман секундэд хүрдэг бөгөөд энэ нь дэлхийн агаар мандалд ажиглалт хийх үед оптик дурангийн нарийвчлалтай харьцуулж болно.

Энэ төрлийн хамгийн алдартай систем бол 1980 онд АНУ-ын Үндэсний Радио Одон орон судлалын ажиглалтын төвд баригдсан "Маш том массив" (VLA) юм. Тус бүр нь 25 м диаметртэй, 209 тонн жинтэй 27 параболик антен нь гурван радиаль төмөр замын дагуу хөдөлж, интерферометрийн төвөөс 21 км хүртэлх зайд салгах боломжтой. Өнөөдөр бусад системүүд ажиллаж байна: Голланд дахь Вестерборк (25 м-ийн диаметртэй 14 антен), Австрали дахь ATCA (тус бүр нь 22 м-ийн 6 антен), Их Британид MERLIN. Сүүлчийн систем нь улс даяар тархсан бусад 6 хэрэгслийн хамт алдартай 76 метрийн телескопыг агуулдаг. Орос улсад (Буриад улсад) Сибирийн нарны радио интерферометрийг бүтээсэн - радио мужид нарны үйл ажиллагааг судлах тусгай антенны систем.
1965 онд Зөвлөлтийн эрдэмтэд Л.И. Матвеенко, Н.С. Кардашев, Г.Б. Шоломицкий интерферометрийн антенн бүр дээр өгөгдлийг бие даан бүртгэж, дараа нь компьютер дээрх хөндлөнгийн үзэгдлийг дуурайж байгаа мэт хамтдаа боловсруулахыг санал болгов. Энэ нь антеннуудыг дур зоргоороо том зайд тараах боломжийг олгодог. Тиймээс энэ аргыг маш урт суурь радио интерферометр (VLBI) гэж нэрлэдэг байсан бөгөөд 1970-аад оны эхэн үеэс амжилттай хэрэглэгдэж ирсэн. Туршилтаар тогтоосон дээд хэмжээний суурь урт нь 12.2 мянган км бөгөөд 3 мм орчим долгионы урттай нарийвчлал нь 0.00008 '' буюу том оптик дурангаас 3 дахин их байна. Суурийн хэмжээ нь манай гаригийн диаметрээр хязгаарлагддаг тул энэ үр дүн дэлхий дээр мэдэгдэхүйц сайжрах магадлал багатай юм.
Одоогийн байдлаар системчилсэн ажиглалтыг тив хоорондын радио интерферометрийн хэд хэдэн сүлжээгээр хийж байна. АНУ-д тус улсын эх газрын хэсэгт, Хавай, Виржиний арлууд дээр байрлах дундаж диаметр нь 25 м-ийн диаметртэй 10 радио телескопыг багтаасан системийг бий болгосон. Европт 100 метрийн Бонн дуран, Медицина (Итали) дахь 32 метрийн дуран дуран, MERLIN интерферометр, Вестерборк болон бусад хэрэгслийг VLBI туршилтанд тогтмол нэгтгэдэг. Энэ системийг EVN гэж нэрлэдэг. Мөн одон орон судлал, геодези IVS-ийн олон улсын радио телескопуудын сүлжээ байдаг. Саяхан Орос Ленинград муж, Хойд Кавказ, Буриадад байрладаг 32 метрийн гурван антен бүхий "Квазар" интерферометрийн сүлжээг ажиллуулж эхлэв. Телескопууд нь VLBI сүлжээнд хатуу хуваарилагдаагүй гэдгийг анхаарах нь чухал юм. Тэдгээрийг бие даан ашиглах эсвэл сүлжээ хооронд шилжих боломжтой.
Хэт урт суурьтай интерферометр нь хэмжилтийн маш өндөр нарийвчлалыг шаарддаг: цахилгаан соронзон орны максимум ба минимумын орон зайн тархалтыг долгионы уртын фракцын нарийвчлалтайгаар, өөрөөр хэлбэл богино долгионы фракц хүртэлх нарийвчлалтайгаар бүртгэх шаардлагатай. сантиметр. Антен бүр дээр хэмжилт хийсэн цагийг хамгийн өндөр нарийвчлалтайгаар тэмдэглэ. Атомын давтамжийн стандартыг VLBI туршилтанд хэт нарийвчлалтай цаг болгон ашигладаг. Гэхдээ радио интерферометр нь сул талгүй гэж бүү бодоорой. Хатуу параболик антеннаас ялгаатай нь интерферометрийн цацрагийн загвар нь нэг гол дэлбээний оронд харьцуулж болохуйц хэмжээтэй хэдэн зуун, мянган нарийн дэлбэнтэй байдаг. Ийм цацрагийн хэв маяг бүхий эх үүсвэрийг зураглах нь компьютерийн гарыг хуруугаараа тэмтрэхтэй адил юм. Зургийг сэргээх нь нарийн төвөгтэй бөгөөд үүнээс гадна "буруу" (өөрөөр хэлбэл хэмжилтийн үр дүнд бага зэрэг өөрчлөгдөхөд тогтворгүй) ажил боловч радио одон орон судлаачид үүнийг шийдэж сурсан.

Радио интерферометрийн ололт амжилт
Нумын хэдэн мянган өнцгийн нарийвчлалтай радио интерферометрүүд нь ердийн галактикуудаас хэдэн арван сая дахин илүү хүчтэй радио долгион ялгаруулдаг радио галактик ба квазаруудын хамгийн хүчирхэг "радио гэрэлт цамхаг"-ын хамгийн дотоод бүсүүдийг секундэд "харав". . Галактик, квазаруудын цөмөөс плазмын үүл хэрхэн ялгарч байгааг “харж”, хөдөлгөөний хурдыг хэмжих боломжтой байсан нь гэрлийн хурдтай ойролцоо болсон байна. Манай Галактикаас олон сонирхолтой зүйлсийг нээсэн. Залуу оддын ойролцоо ус, гидроксил (OH) ба метанол (CH 3 OH) молекулуудын спектрийн шугамд мазерын радио цацрагийн эх үүсвэр (мазер нь оптик лазерын аналог боловч радио мужид байдаг) олдсон. . Сансар огторгуйн хэмжээнд эх үүсвэрүүд нь маш бага буюу Нарны аймгийнхаас бага. Интерферометрээр олж авсан радио газрын зураг дээрх бие даасан тод толбо нь гаригуудын үр хөврөл байж болно.
Ийм мазерууд бусад галактикуудаас олдсон байдаг. Гурвалжин одны зэргэлдээх М33 галактикт ажиглагдсан хэдэн жилийн хугацаанд мазер толбоны байрлал өөрчлөгдсөн нь анх удаа түүний эргэлтийн хурд, тэнгэр дэх хөдөлгөөний хурдыг шууд тооцоолох боломжтой болсон. Хэмжсэн нүүлгэн шилжүүлэлт нь үл тоомсорлодог; тэдний хурд нь дэлхий дээрх ажиглагчид харагдахуйц Ангараг гаригийн гадаргуу дээр мөлхөж буй эмгэн хумсны хурдаас олон мянган дахин бага юм. Ийм туршилт нь оптик одон орон судлалын чадвараас хол давсан хэвээр байна: энэ нь галактик хоорондын зайд бие даасан объектуудын зөв хөдөлгөөнийг илрүүлэх чадваргүй юм. Эцэст нь интерферометрийн ажиглалтууд нь асар том хар нүхнүүд байгааг шинэ нотолгоо болгож өгсөн. Идэвхтэй NGC 4258 галактикийн цөмийг тойроод гурван гэрлийн жилийн радиустай тойрог замд хөдөлж, хурд нь секундэд хэдэн мянган километрт хүрдэг бөөгнөрөл бодис олдсон байна. Энэ нь төв биеийн масс нь нарны массаас дор хаяж тэрбум дахин их бөгөөд энэ нь хар нүхнээс өөр зүйл байж болохгүй гэсэн үг юм.
Нарны аймаг дахь ажиглалтын явцад VLBI аргаар хэд хэдэн сонирхолтой үр дүнд хүрсэн. Харьцангуйн ерөнхий онолын өнөөг хүртэл хийсэн хамгийн оновчтой тоон тестээс эхэлцгээе. Интерферометр нь нарны таталцлын талбар дахь радио долгионы хазайлтыг зуун хувийн нарийвчлалтайгаар хэмжсэн. Энэ нь оптик ажиглалтаас хоёр дахин илүү нарийвчлалтай юм. Дэлхийн радио интерферометрийг бусад гаригуудыг судалж буй сансрын хөлгүүдийн хөдөлгөөнийг хянахад ашигладаг. Ийм туршилтыг анх 1985 онд Зөвлөлтийн "Вега-1" ба "-2" төхөөрөмж Сугар гаригийн агаар мандалд агаарын бөмбөлөг буулгаж байх үед хийжээ. Ажиглалтаар манай гаригийн агаар мандлын хурдацтай эргэлт 70 м/с хурдтай, өөрөөр хэлбэл 6 хоногийн дотор дэлхийг нэг удаа тойрох нь батлагдсан. Энэ бол тайлбарыг хүлээсээр байгаа гайхалтай баримт юм.
2004 онд Санчир гаригийн Титан дагуул дээр Гюйгенс сансрын хөлөг газардах үед өөр өөр тивд 18 радио дурангаар хийсэн ижил төстэй ажиглалтууд дагалдаж байв. 1.2 тэрбум км-ийн зайнаас Титаны агаар мандалд тээврийн хэрэгслийн хөдөлгөөнийг арван километрийн нарийвчлалтайгаар хянаж байсан! Гюйгенсийг газардах үеэр шинжлэх ухааны мэдээллийн бараг тал хувь нь алдагдсан гэдгийг тэр бүр мэддэггүй. Уг датчик нь Кассини станцаар дамжуулан өгөгдлийг дамжуулж, Санчир гаригт хүргэв. Найдвартай байдлын үүднээс өгөгдөл дамжуулах хоёр нэмэлт сувгийг өгсөн. Гэвч буухын өмнөхөн тэднээр өөр өөр мэдээлэл дамжуулахаар шийдсэн байна. Гэвч хамгийн чухал мөчид, хараахан тайлбарлаагүй алдааны улмаас Кассини дээрх хүлээн авагчдын нэг нь асаагүй бөгөөд зургийн тал нь алга болжээ. Тэдэнтэй хамт салгагдсан сувгаар яг дамждаг Титаны агаар мандалд салхины хурдны талаарх мэдээлэл мөн алга болжээ. Аз болоход НАСА тэдний бооцоог хамгаалж чадсан - Гюйгенсийн уналтыг дэлхийн радио интерферометрээр дэлхийгээс ажиглав. Энэ нь Титаны агаар мандлын динамикийн талаарх дутуу өгөгдлийг сэргээхэд тусална. Энэхүү туршилтын үр дүнг Европын радио интерферометрийн нэгдсэн хүрээлэнд боловсруулж байгаа бөгөөд дашрамд хэлэхэд манай нутаг нэгт Леонид Гурвиц, Сергей Погребенко нар үүнийг хийж байна.

Радио интерферометрийн ирээдүй
Наад зах нь дараагийн хагас зуунд радио одон орон судлалын хөгжлийн ерөнхий шугам нь илүү том диафрагмын синтезийн системийг бий болгох болно - бүх том багажууд нь интерферометр юм. Ийнхүү Чилийн Чажнантор өндөрлөгт Европ, Америкийн хэд хэдэн орны хамтын хүчин чармайлтаар ALMA (Атакама том миллиметр массив) миллиметр долгионы антенны системийг барьж эхлэв. Нийтдээ 0.35-аас 10 мм-ийн долгионы урттай 12 метрийн диаметртэй 64 антен байх болно. ALMA антеннуудын хоорондох хамгийн их зай нь 14 км байх болно. Хэт хуурай уур амьсгалтай, далайн түвшнээс дээш өндөрт (5100 м) тул систем нь миллиметрээс богино долгионд ажиглалт хийх боломжтой болно. Бусад газар, нам өндөрт ийм цацрагийг агаарт байгаа усны уураар шингээж авдаг тул энэ нь боломжгүй юм. ALMA-ийн барилгын ажил 2011 он гэхэд дуусна.

Дэлхий ба сансар дахь одоо ба ойрын ирээдүйн радио телескопууд
	"Radioastron" төслийг 2007 онд эхлүүлсэн

Материалын зохиогчид: Физик-математикийн шинжлэх ухааны доктор Михаил Прохоров, физик-математикийн шинжлэх ухааны нэр дэвшигч Георгий Рудницкий "Дэлхий даяар" сэтгүүл: Хамгийн сонор сэрэмжтэй дуран

Зураг дээр Баруун Австралид байрладаг Мурчисон радиогийн одон орон судлалын ажиглалтын төвийг харуулав. Үүнд 1.4 ГГц давтамжтайгаар ажилладаг ийм толин тусгал антен бүхий 36 цогцолбор багтсан болно. Антен бүрийн гол толины диаметр нь 12 метр юм. Эдгээр антенууд хамтдаа нэг том радио телескоп болох Pathfinder-ийн нэг хэсэг болдог. Энэ бол одоо байгаа хамгийн том радио телескоп юм.

Галактикийг судлах, ажиглахад олон арван цацруулагч антен ашигладаг. Тэд дэлхийн хамгийн том оптик дуран Хаббл-ын чадваргүй тийм зайг харж чаддаг. Эдгээр антенууд нь нийлээд нэг том интерферометрийн үүрэг гүйцэтгэдэг бөгөөд орчлон ертөнцийн хамгийн ирмэгээс цахилгаан соронзон долгионыг цуглуулах чадвартай массив үүсгэдэг.

Дэлхий даяар хэдэн зуун мянган антеннуудыг нэг радио телескопын квадрат километрт нэгтгэсэн.

Үүнтэй төстэй радио дурангууд дэлхийн өнцөг булан бүрт байрладаг бөгөөд тэдгээрийн ихэнхийг 2030 он гэхэд нэг квадрат километрийн массив (SKA) системд нэгтгэхээр төлөвлөж байгаа бөгөөд таны таамаглаж байсанчлан нийт хүлээн авах талбай нь нэг квадрат километрээс илүү байна. нэр. Үүнд Африкт байрлах хоёр мянга гаруй антенны систем, Баруун Австралиас хагас сая цогцолбор багтана. SKA төсөлд Австрали, Канад, Хятад, Энэтхэг, Итали, Нидерланд, Шинэ Зеланд, Өмнөд Африк, Швед, Их Британи зэрэг 10 улс хамрагдаж байна.

Хэн ч ийм зүйл барьж байгаагүй. SKA радио дурангийн систем нь орчлон ертөнцийн хамгийн чухал нууцыг тайлахад тусална. Энэ нь соронзон туйлын дагуу цахилгаан соронзон долгион ялгаруулдаг асар олон тооны пульсар, одны хэлтэрхий болон бусад сансрын биетүүдийг хэмжих боломжтой болно. Хар нүхний ойролцоох ийм объектуудыг ажигласнаар физикийн шинэ хуулиудыг нээж, магадгүй квант механик болон таталцлын нэгдсэн онолыг бий болгох боломжтой.

Нэг SKA системийг барьж байгуулах нь жижиг хэсгүүдтэй үе шаттайгаар эхэлдэг бөгөөд Австрали дахь Pathfinder нь эдгээр хэсгүүдийн нэг байх болно. Нэмж дурдахад, SKA1 системийг одоо барьж байгаа бөгөөд энэ нь ирээдүйн квадрат километрийн массивын зөвхөн багахан хэсэг болох боловч ашиглалтад орсноор дэлхийн хамгийн том радио дуран болох юм.

SKA1 нь Африк, Австралийн өөр өөр тивд хоёр хэсгийг багтаана

SKA1 нь өмнөд Африкт SKA1-дунд хэсэг, Австралид SKA1-бага гэсэн хоёр хэсгээс бүрдэнэ. SKA1-mid-ийг доорх зурагт үзүүлсэн бөгөөд тус бүр нь 13.5-15 метрийн диаметр бүхий 197 цацруулагч антеныг багтаасан болно.

Мөн SKA1-бага систем нь одод шиг биетүүд дөнгөж оршин тогтнож байх үед олон тэрбум жилийн өмнө сансарт гарч ирсэн нам давтамжийн радио долгионыг цуглуулах зорилготой юм. SKA1-бага радио телескоп нь эдгээр радио долгионыг хүлээн авахын тулд цацруулагч антен ашиглахгүй. Үүний оронд орчлон ертөнцийн хамгийн эртний эх сурвалжуудын давтамжтай давхцдаг телевиз, FM зурвас зэрэг өргөн хүрээний давтамжийн дохиог цуглуулах зориулалттай олон жижиг турникийн антеннуудыг суурилуулах болно. SKA1-бага антеннууд нь 50-350 МГц давтамжтайгаар ажилладаг бөгөөд тэдгээрийн гадаад төрхийг доор харуулав.

2024 он гэхэд СКА төслийн удирдагчид 131 мянга гаруй ийм антен суурилуулахаар төлөвлөж байгаа бөгөөд бөөгнөрөл болгон бүлэглэж, цөлд хэдэн арван километрийн зайд тархсан байна. Нэг кластерт 256 ийм антен багтах бөгөөд тэдгээрийн дохиог нэгтгэж, нэг шилэн кабелийн шугамаар дамжуулах болно. Бага давтамжийн антенууд нь олон тэрбум жилийн өмнө орчлон ертөнцөд үүссэн цацрагийг хүлээн авахын тулд хамтран ажиллах болно. Тиймээс тэд алс холын үед тохиолдсон физик үйл явцыг ойлгоход туслах болно.

Радио телескопын ажиллах зарчим

Нэг нийтлэг массив болгон нэгтгэсэн антенууд нь оптик дурантай ижил зарчмаар ажилладаг бөгөөд зөвхөн радио дуран нь оптик цацрагт бус харин хүлээн авсан радио долгионд төвлөрдөг. Хүлээн авсан долгионы урт өндөр байх тусам тусгалын антенны диаметр их байх ёстойг физикийн хуулиуд заадаг. Жишээлбэл, Хятадын баруун өмнөд хэсэгт байрлах Гуйжоу мужид ажиллаж байгаа таван зуун метрийн бөмбөрцөг хэлбэртэй FAST радио дуран нь хүлээн авагчийн антенны системүүдийн орон зайн олон янз байдалгүйгээр радио дурангаар харагддаг. Энэхүү радио телескоп нь ирээдүйд квадрат километрийн массив (SKA) төслийн нэг хэсэг болно.

Гэхдээ толины диаметрийг хязгааргүй нэмэгдүүлэх боломжгүй бөгөөд дээрх зурган дээрх шиг интерферометрийг хэрэгжүүлэх нь үргэлж боломжгүй бөгөөд хаа сайгүй боломжгүй байдаг тул та газарзүйн хувьд тархсан олон тооны жижиг антенуудыг ашиглах хэрэгтэй болно. Жишээлбэл, радио одон орон судлалын энэ төрлийн антен нь Murchison Widefield Array (MWA) юм. MWA антеннууд нь 80-аас 300 МГц-ийн хооронд ажилладаг.

MWA антеннууд нь Австрали дахь SKA1-бага системийн нэг хэсэг юм. Тэд мөн "Дахин иончлолын эрин үе" гэж нэрлэгддэг эртний ертөнцийн харанхуй үеийг харж болно. Энэ эрин үе нь 13 тэрбум жилийн өмнө (Том тэсрэлтээс хойш тэрбум орчим жилийн дараа) үүссэн одод болон бусад биетүүд устөрөгчийн атомаар дүүрсэн орчлон ертөнцийг халааж эхлэх үед оршин байсан. Гайхалтай нь эдгээр төвийг сахисан устөрөгчийн атомуудаас ялгарах радио долгионыг илрүүлэх боломжтой хэвээр байна. Долгионууд нь 21 см долгионы урттай цацагдаж байсан боловч Дэлхийд хүрэх үед сансар огторгуйн тэлэлт хэдэн тэрбум жил өнгөрч, дахин хэдэн метр уртассан байв.

MWA антеннуудыг алс холын өнгөрсөн үеийн цуурайг илрүүлэхэд ашиглах болно. Одон орон судлаачид энэхүү цахилгаан соронзон цацрагийг судлах нь орчлон ертөнцийн эхэн үе хэрхэн үүссэн, галактик гэх мэт бүтэц энэ эрин үед хэрхэн үүсч, хэрхэн өөрчлөгдсөнийг илүү гүнзгий ойлгоход тусална гэж найдаж байна. Энэ бол бидний огт мэдэхгүй орчлон ертөнцийн хувьслын үндсэн үе шатуудын нэг гэдгийг одон орон судлаачид тэмдэглэж байна.

Доорх зураг нь MWA антентай хэсгүүдийг харуулж байна. Хэсэг бүр нь 16 антентай бөгөөд тэдгээр нь шилэн кабелийг ашиглан нэг сүлжээнд холбогдсон байна.

MWA антеннууд нь радио долгионыг өөр өөр чиглэлээс нэгэн зэрэг хүлээн авдаг. Ирж буй дохиог антен бүрийн төвд дуу чимээ багатай хос өсгөгчөөр өсгөж, дараа нь ойролцоох цацраг үүсгэгч рүү илгээдэг. Тэнд янз бүрийн урттай долгионы хөтлүүр нь антенны дохионд тодорхой саатал өгдөг. Энэ сааталыг зөв сонгосноор цацраг үүсгэгчид массивын цацрагийн хэв маягийг "назайлгадаг" бөгөөд ингэснээр тэнгэрийн тодорхой хэсгээс ирж буй радио долгион нь нэг том антенаар хүлээн авч байгаа мэт антенн дээр нэгэн зэрэг хүрдэг.

MWA антеннуудыг бүлэгт хуваадаг. Бүлэг тус бүрийн дохиог нэг хүлээн авагч руу илгээдэг бөгөөд энэ нь дохиог өөр өөр давтамжийн сувгуудын хооронд хуваарилж, дараа нь шилэн кабелиар дамжуулан төв ажиглалтын барилга руу илгээдэг. Тэнд тусгай програм хангамжийн багцууд болон график боловсруулах нэгжүүдийг ашиглан өгөгдөл нь харилцан уялдаатай бөгөөд хүлээн авагч бүрээс дохиог үржүүлж, цаг хугацааны явцад нэгтгэдэг. Энэ арга нь нэг том радио дурангаар хүлээн авсан мэт нэг хүчтэй дохио үүсгэдэг.

Оптик дуран шиг ийм виртуал радио телескопын харах хүрээ нь түүний физик хэмжээтэй пропорциональ байдаг. Тодруулбал, тусгал эсвэл суурин антеннуудаас бүрдэх виртуал дурангийн хувьд телескопын хамгийн дээд нарийвчлалыг хэд хэдэн хүлээн авагч хэсгүүдийн хоорондох зайгаар тодорхойлдог. Энэ зай их байх тусам нарийвчлал илүү нарийвчлалтай болно.

Өнөөдөр одон орон судлаачид энэ өмчийг ашиглан бүх тивийг хамарсан виртуал дуран бүтээж байгаа нь Сүүн замын голд байрлах хар нүхнүүдийг үзэхийн тулд телескопын нарийвчлалыг хангалттай нэмэгдүүлэх боломжийг олгож байна. Гэхдээ радио дурангийн хэмжээ нь алс холын объектын талаар дэлгэрэнгүй мэдээлэл авах цорын ганц шаардлага биш юм. Шийдвэрлэх чанар нь хүлээн авах антенны нийт тоо, давтамжийн хүрээ, бие биентэйгээ харьцуулахад антеннуудын байршлаас хамаарна.

MWA ашиглан олж авсан өгөгдлийг суперкомпьютерийн тусламжтайгаар хамгийн ойрын мэдээллийн төв рүү хэдэн зуун километрийн зайд илгээдэг. MWA нь өдөрт 25 терабайтаас дээш өгөгдөл дамжуулах боломжтой бөгөөд ойрын жилүүдэд SKA1-low-ыг гаргаснаар энэ хурд улам бүр нэмэгдэх болно. Мөн нэг нийтлэг массиваар ажилладаг SKA1 бага радио телескопын 131,000 антен нь өдөр бүр терабайтаас илүү мэдээлэл цуглуулах болно.

Радио дурангийн цахилгаан хангамжийн асуудлыг ингэж шийдэж байна. Мурчисон радиогийн одон орон судлалын ажиглалтын төвд антенны цогцолборуудын эрчим хүчийг 1.6 мегаваттын хүчин чадалтай нарны хавтангаар хангадаг.

Саяхныг хүртэл ажиглалтын төвийн антеннууд дизель генератор дээр ажилладаг байсан бол одоо нарны зайнаас гадна 2.6 мегаватт цаг эрчим хүч хадгалах боломжтой асар олон тооны лити-ион батерейтай болжээ. Антенны массивын зарим хэсэг удахгүй нарны хавтанг хүлээн авах болно.

Ийм амбицтай төслүүдэд санхүүжилтийн асуудал үргэлж хурцаар тавигддаг. Өмнөд Африк, Австрали дахь SKA1 барилгын одоогийн төсөв ойролцоогоор 675 сая евро байна. Энэ нь Австрали, Канад, Хятад, Энэтхэг, Итали, Нидерланд, Шинэ Зеланд, Өмнөд Африк, Швед, Их Британи зэрэг төслийн гишүүн 10 улсаас тогтоосон хэмжээ юм. Гэхдээ энэ санхүүжилт нь одон орон судлаачдын найдаж буй SKA1-ийн зардлыг бүрэн нөхөж чадахгүй. Тиймээс ажиглалтын төв нь санхүүжилтийг нэмэгдүүлэх боломжтой түншлэлд илүү олон улсыг оруулахыг хичээж байна.

Дүгнэлт

Радио дуран нь алс холын сансрын биетүүдийг ажиглах боломжийг олгодог: пульсар, квазар гэх мэт. Жишээлбэл, FAST радио телескопыг ашиглан 2016 онд радио пульсарыг илрүүлэх боломжтой болсон.

Пульсарыг нээсний дараа энэ пульсар нь нарнаас мянга дахин хүнд бөгөөд дэлхий дээр ийм төрлийн нэг шоо см-ийн жин хэдэн сая тонн жинтэй болохыг тогтоох боломжтой болсон. Ийм ер бусын радио телескоп ашиглан олж авч болох мэдээллийн ач холбогдлыг хэт үнэлэхэд хэцүү байдаг.

Радио телескопын ажиллах зарчим

2.1.1 Радио дуран нь антенны төхөөрөмж ба маш мэдрэмтгий хүлээн авагч төхөөрөмж - радиометр гэсэн хоёр үндсэн элементээс бүрдэнэ. Радиометр нь антеннаас хүлээн авсан радио ялгаруулалтыг нэмэгдүүлж, үүнийг бичих, боловсруулахад тохиромжтой хэлбэр болгон хувиргадаг.

Радио одон орон судлалд өргөн хүрээний долгионы урт (0.1 мм-ээс 1000 м хүртэл) ашигладаг тул радио дурангийн антенны загвар нь маш олон янз байдаг. мм, см, дм, метр долгионыг хүлээн авдаг радио телескопуудын антенууд нь ердийн оптик цацруулагчийн толин тусгалтай төстэй параболик тусгал юм. Параболоидын фокус дээр цацраг туяа суурилуулсан - толин тусгалаар чиглүүлдэг радио цацрагийг цуглуулдаг төхөөрөмж. Цацраагч нь хүлээн авсан энергийг радиометрийн оролт руу дамжуулж, олшруулж, илрүүлсний дараа дохиог цахилгаан хэмжих хэрэгслийн соронзон хальс дээр тэмдэглэнэ. Орчин үеийн радио телескопууд дээр радиометрийн гаралтын аналог дохиог тоон хэлбэрт шилжүүлж, хатуу дискэн дээр нэг буюу хэд хэдэн файл хэлбэрээр бичдэг.

Антеннуудыг тэнгэрийн судлагдсан хэсэг рүү чиглүүлэхийн тулд тэдгээрийг ихэвчлэн азимут ба өндрөөр эргүүлэх боломжийг олгодог Азимутын бэхэлгээнд суурилуулдаг (бүрэн эргэлттэй антенууд). Зөвхөн хязгаарлагдмал эргэлтийг зөвшөөрдөг, тэр ч байтугай бүрэн хөдөлгөөнгүй байдаг антеннууд бас байдаг. Сүүлчийн төрлийн антеннуудад (ихэвчлэн маш том) хүлээн авах чиглэл нь антеннаас туссан радио цацрагийг хүлээн авдаг тэжээлийг хөдөлгөх замаар хийгддэг.

2.1.2 Радио дурангийн ажиллах зарчим нь оптик дурангаас илүү фотометрийн ажиллах зарчимтай төстэй. Радио телескоп нь дүрсийг шууд бүтээж чадахгүй; энэ нь зөвхөн дуран "харж байгаа" чиглэлээс ирж буй цацрагийн энергийг хэмждэг. Тиймээс өргөтгөсөн эх үүсвэрийн дүрсийг авахын тулд радио дуран нь цэг бүр дээр түүний гэрэлтүүлгийг хэмжих ёстой.

Телескопын нүхэнд радио долгионы дифракцийн улмаас цэгийн эх үүсвэр рүү чиглэсэн чиглэлийг хэмжих нь антенны цацрагийн загвараар тодорхойлогддог зарим алдаатай бөгөөд багажийн нарийвчлалд үндсэн хязгаарлалт тавьдаг.

долгионы урт хаана ба нүхний диаметр. Өндөр нарийвчлал нь судалж буй объектын орон зайн нарийн ширийн зүйлийг ажиглах боломжийг олгодог. Нарийвчлалыг сайжруулахын тулд долгионы уртыг багасгах эсвэл диафрагмыг нэмэгдүүлэх хэрэгтэй. Гэсэн хэдий ч богино долгионы уртыг ашиглах нь толин тусгал гадаргуугийн чанарт тавигдах шаардлагыг нэмэгдүүлдэг. Тиймээс тэд ихэвчлэн диафрагмыг нэмэгдүүлэх замаар явдаг. Апертурыг нэмэгдүүлэх нь бас нэг чухал шинж чанар болох мэдрэмжийг сайжруулдаг. Радио дуран нь аль болох бүдэг эх сурвалжийг найдвартай илрүүлэхийн тулд өндөр мэдрэмжтэй байх ёстой. Мэдрэмжийг урсгалын нягтын хэлбэлзлийн түвшингээр тодорхойлно.

,

хаана нь радио дурангийн дуу чимээний дуу чимээний хүч, антенны үр дүнтэй талбай (цуглуулах гадаргуу), давтамжийн зурвас, дохионы хуримтлалын хугацаа юм. Радио дурангийн мэдрэмжийг нэмэгдүүлэхийн тулд тэдгээрийн цуглуулах гадаргууг нэмэгдүүлж, дуу чимээ багатай хүлээн авагч, мазер, параметрийн өсгөгч гэх мэтийг ашигладаг.

Орчин үеийн радио дуран нь саяхан болтол зөвхөн радио мужид төдийгүй уламжлалт үзэгдэх гэрлийн одон орон судлалын боломжийн хүрээнээс гадуур байсан Орчлон ертөнцийг нарийвчлан судлах боломжийг олгодог. Янз бүрийн тивд байрладаг багаж хэрэгслийн нэг сүлжээнд нэгдсэнээр бид радио галактикууд, квазарууд, залуу оддын бөөгнөрөл, шинээр гарч ирж буй гаригийн системүүдийн гол цөмийг судалж чадна. Хэт урт суурьтай радио интерферометр нь хамгийн том оптик дурангаас хэдэн мянга дахин илүү сонор сэрэмжтэй байдаг. Тэдгээрийн тусламжтайгаар та алс холын гаригуудын ойролцоох сансрын хөлгүүдийн хөдөлгөөнийг хянахаас гадна манай гаригийн царцдасын хөдөлгөөн, тэр дундаа эх газрын шилжилтийг шууд "мэдрэх" боломжтой. Дараагийнх нь сансрын радио интерферометрүүд бөгөөд энэ нь биднийг орчлон ертөнцийн нууцад илүү гүнзгий нэвтрэх боломжийг олгоно.

Дэлхийн агаар мандал нь сансраас ирж буй бүх төрлийн цахилгаан соронзон цацрагт тунгалаг байдаггүй. Энэ нь зөвхөн хоёр өргөн "ил тод цонх"-той. Тэдгээрийн аль нэгнийх нь төв нь хамгийн их цацраг туяа оршдог оптик бүсэд унадаг Нар. Чухам үүнд л хувьслын үр дүнд хүний ​​нүд 350-700 нанометрийн урттай гэрлийн долгионыг мэдрэх мэдрэмжийн хувьд дасан зохицсон. (Үнэндээ энэ тунгалаг цонх нь арай илүү өргөн байдаг - ойролцоогоор 300-аас 1000 нм хүртэл, өөрөөр хэлбэл хэт ягаан туяа, хэт улаан туяаны хүрээг хамардаг). Гэсэн хэдий ч харагдахуйц гэрлийн солонгон судал нь орчлон ертөнцийн "өнгө" баялагийн багахан хэсэг юм. 20-р зууны хоёрдугаар хагаст одон орон судлал жинхэнэ утгаараа бүх долгион болсон. Технологийн дэвшил нь одон орон судлаачдад шинэ спектрийн мужид ажиглалт хийх боломжийг олгосон. Үзэгдэх гэрлийн богино долгионы тал дээр хэт ягаан туяа, рентген болон гамма мужууд байдаг. Нөгөө талд нь хэт улаан туяа, миллиметр, радио мужууд байдаг. Эдгээр муж бүрийн хувьд одон орон судлалын объектууд байдаг бөгөөд тэдгээр нь хамгийн тод илэрдэг боловч оптик цацрагийн хувьд тэдгээр нь ямар ч онцгой зүйлийг төлөөлдөггүй тул саяхныг хүртэл одон орон судлаачид үүнийг анзаардаггүй байв.

Одон орон судлалын хамгийн сонирхолтой бөгөөд мэдээлэл сайтай спектрийн хүрээ бол радио долгион юм. Газар дээрх радио одон орон судлалаар бүртгэгдсэн цацраг нь дэлхийн агаар мандлын тунгалаг байдлын хоёр дахь, илүү өргөн цонхоор дамждаг - 1 мм-ээс 30 м-ийн долгионы уртад - ионжуулсан хийн давхарга нь 70 орчим өндөрт байдаг км - 30 м урт долгионы урттай бүх цацрагийг сансарт тусгадаг. 1 мм-ээс бага долгионы хувьд сансрын цацрагийг агаар мандлын молекулууд (ихэвчлэн хүчилтөрөгч, усны уур) бүрэн "иддэг".

Радио дурангийн гол шинж чанар нь түүний чиглэлийн загвар юм. Энэ нь сансар огторгуйн янз бүрийн чиглэлээс ирж буй дохионы багажийн мэдрэмжийг харуулдаг. "Сонгодог" параболик антенны хувьд цацрагийн загвар нь параболоидын тэнхлэгийн дагуу чиглэсэн конус хэлбэртэй гол дэлбэн ба хэд хэдэн (хэмжээний дарааллаар) сул хажуугийн дэлбэнгээс бүрдэнэ. Радио телескопын "харагдах байдал", өөрөөр хэлбэл түүний өнцгийн нарийвчлал нь цацрагийн хэв маягийн гол дэлбэнгийн өргөнөөр тодорхойлогддог. Энэ дэлбээний уусмалд нийлдэг тэнгэрийн хоёр эх үүсвэр нь радио телескопын хувьд нэг болж нийлдэг. Тиймээс цацрагийн хэв маягийн өргөн нь селестиел радиогийн эх үүсвэрийн хамгийн жижиг хэсгүүдийн хэмжээг тодорхойлдог бөгөөд үүнийг тус тусад нь ялгах боломжтой хэвээр байна.

Телескопын барилгын бүх нийтийн дүрэмд антенны нарийвчлалыг долгионы уртыг телескопын толины диаметртэй харьцуулсан харьцаагаар тодорхойлно гэж заасан байдаг. Тиймээс сонор сэрэмжийг нэмэгдүүлэхийн тулд дуран нь том, долгионы урт нь богино байх ёстой. Гэхдээ аз таарч радио дуран нь цахилгаан соронзон спектрийн хамгийн урт долгионтой ажилладаг. Үүнээс болж том хэмжээтэй толин тусгал нь өндөр нарийвчлалд хүрэх боломжийг олгодоггүй. 5 м-ийн толины диаметр бүхий орчин үеийн хамгийн том оптик дуран биш, оддыг ердөө 0.02 нуман секундын зайд ялгаж чаддаг. Ойролцоогоор нэг минутын нумын нарийн ширийнийг энгийн нүдээр харж болно. Мөн 2 см-ийн долгионы урттай 20 м диаметртэй радио дуран нь гурав дахин муу нарийвчлалыг өгдөг - ойролцоогоор 3 нуман минут. Сонирхогчдын камераар авсан тэнгэрийн нэг хэсгийн зураг нь нэг радио дурангаар авсан тухайн газрын радио цацрагийн газрын зургаас илүү дэлгэрэнгүй мэдээллийг агуулдаг.

Өргөн хүрээний цацрагийн загвар нь дурангийн харааны мэдрэмжийг төдийгүй ажиглагдсан объектын координатыг тодорхойлох нарийвчлалыг хязгаарладаг. Үүний зэрэгцээ, цахилгаан соронзон цацрагийн янз бүрийн муж дахь объектын ажиглалтыг харьцуулахын тулд нарийн координат шаардлагатай байдаг. Энэ нь орчин үеийн астрофизикийн судалгааны зайлшгүй шаардлага юм. Тиймээс радио одон орон судлаачид хамгийн том антеннуудыг бүтээхийг үргэлж хичээдэг. Гайхалтай нь радио одон орон судлал нь нягтралаараа оптик одон орон судлалаас хол давсан юм.

Ганцаарчилсан рекорд эзэмшигчид

Бүрэн эргэлддэг параболик антеннуудын аналоги оптик тусгал дуран нь бүх төрлийн радио одон орны антеннуудын ажиллахад хамгийн уян хатан байсан. Тэдгээрийг тэнгэрийн аль ч цэг рүү чиглүүлж, радио одон орон судлаачдын хэлснээр "дохио хуримтлуулах" радио эх үүсвэрийг хянаж, улмаар телескопын мэдрэмжийг нэмэгдүүлж, сансар огторгуйн эх үүсвэрээс хамаагүй сул дохиог тусгаарлах чадварыг нэмэгдүүлдэг. дуу чимээний төрлүүд. 76 м диаметртэй анхны том бүрэн эргэдэг параболоидыг 1957 онд Британийн Жодрелл банкны ажиглалтын төвд барьсан. Өнөөдөр дэлхийн хамгийн том хөдөлгөөнт антенны таваг Ногоон банкны ажиглалтын төвд байна ( АНУ) нь 100-аас 110 м-ийн хэмжээтэй бөгөөд энэ нь нэг хөдөлгөөнт радио телескопуудын хувьд бараг хязгаар юм. Диаметрийг нэмэгдүүлэх нь хоёр сайн, нэг муу гэсэн гурван чухал үр дагавартай. Нэгдүгээрт, бидний хувьд хамгийн чухал зүйл бол өнцгийн нарийвчлал нь диаметртэй пропорциональ өсөх явдал юм. Хоёрдугаарт, мэдрэмж нь толины талбай, өөрөөр хэлбэл диаметрийн квадраттай харьцуулахад илүү хурдан нэмэгддэг. Гуравдугаарт, өртөг нь бүр ч хурдан өсдөг бөгөөд энэ нь тусгал дуран (оптик ба радио аль аль нь) гол толины диаметртэй кубтай ойролцоогоор пропорциональ байна.

Гол бэрхшээл нь таталцлын нөлөөн дор толины хэв гажилттай холбоотой байдаг. Телескопын толин тусгал нь радио долгионыг тодорхой төвлөрүүлэхийн тулд гадаргуугийн хамгийн тохиромжтой параболикээс хазайх нь долгионы уртын аравны нэгээс хэтрэхгүй байх ёстой. Ийм нарийвчлалыг хэдэн метр эсвэл дециметр урттай долгионы хувьд хялбархан олж авдаг. Гэхдээ богино см ба миллиметр долгионы хувьд шаардлагатай нарийвчлал нь аль хэдийн миллиметрийн аравны нэг юм. Өөрийн жин, салхины ачааллын дор бүтцийн хэв гажилтын улмаас 150 м-ээс их диаметртэй бүрэн эргэдэг параболик телескопыг бий болгох нь бараг боломжгүй юм. Рико. Гэхдээ ерөнхийдөө радио дуран бүтээхэд гигантоманийн эрин үе дуусчээ. IN МексикСьерра Негра ууланд 4600 метрийн өндөрт миллиметрийн долгионы мужид ажиллах 50 метрийн антенны барилгын ажил дуусч байна. Энэ нь дэлхий дээр баригдаж буй хамгийн сүүлийн том ганц антен байж магадгүй юм.

Радио эх үүсвэрийн бүтцийн нарийн ширийнийг олж мэдэхийн тулд бидэнд ойлгох ёстой өөр аргууд хэрэгтэй.

Ажиглагдсан объектоос ялгарах радио долгион нь сансар огторгуйд тархаж, цахилгаан болон соронзон орон дээр үе үе өөрчлөлтийг бий болгодог. Параболик антен нь фокус болох нэг цэг дээр ирж буй радио долгионыг цуглуулдаг. Хэд хэдэн цахилгаан соронзон долгион нэг цэгээр дамжин өнгөрөхөд тэдгээр нь хөндлөнгөөс оролцдог, өөрөөр хэлбэл тэдгээрийн талбайнууд нэмэгддэг. Хэрэв долгион нь үе шатанд ирвэл тэд бие биенээ бэхжүүлж, бие биенээ сулруулж, тэг хүртэл буурдаг. Параболик толины онцлог нь нэг эх үүсвэрээс гарч буй бүх долгионууд нэг үе шатанд төвлөрч, бие биенээ аль болох хүчирхэгжүүлдэгт оршино! Бүх тусгал дурануудын үйл ажиллагаа нь энэ санаан дээр суурилдаг.

Фокус дээр тод толбо гарч ирэх ба хүлээн авагчийг ихэвчлэн энд байрлуулдаг бөгөөд энэ нь телескопын цацрагийн хэв маягийн хүрээнд авсан цацрагийн нийт эрчмийг хэмждэг. Оптик одон орон судлалаас ялгаатай нь радио дуран нь тэнгэрийн талбайн зургийг авч чадахгүй. Ямар ч үед зөвхөн нэг чиглэлээс ирж буй цацрагийг илрүүлдэг. Товчоор хэлбэл, радио дуран нь нэг пикселийн камер шиг ажилладаг. Зургийг бүтээхийн тулд та радио эх сурвалжийг цэгээр нь сканнердах хэрэгтэй. (Гэсэн хэдий ч Мексикт баригдаж буй миллиметрийн радио дуран нь голомтод радиометрийн матрицтай бөгөөд "нэг пиксел" байхаа больсон.)

Багийн тоглоом

Гэсэн хэдий ч та үүнийг өөрөөр хийж болно. Бид бүх туяаг нэг цэгт нэгтгэхийн оронд толины гадаргуу дээр (эсвэл ижил туяа дамжин өнгөрдөг өөр цэг дээр) туяа тус бүрийн үүсгэдэг цахилгаан орны хэлбэлзлийг хэмжиж, бүртгэж, дараа нь эдгээр бичлэгүүдийг "нэмэх" боломжтой. компьютерийн төхөөрөмжийн боловсруулалтанд долгион тус бүр нь антенны төсөөлөлд хүрэх зайд тохирох фазын шилжилтийг харгалзан үздэг. Энэ зарчмаар ажилладаг төхөөрөмжийг интерферометр, манай тохиолдолд радио интерферометр гэж нэрлэдэг.

Интерферометр нь асар том, хатуу антен барих хэрэгцээг арилгадаг. Үүний оронд та хэдэн арван, хэдэн зуу, бүр мянга мянган антеннуудыг бие биенийхээ хажууд байрлуулж, тэдний хүлээн авсан дохиог нэгтгэж болно. Ийм телескопуудыг фазын массив гэж нэрлэдэг. Гэсэн хэдий ч тэд "сонор сэрэмж"-ийн асуудлыг шийдэж чадахгүй байгаа тул дахиад нэг алхам хийх шаардлагатай байна.

Таны санаж байгаагаар радио дурангийн хэмжээ ихсэх тусам мэдрэх чадвар нь нарийвчлалаас хамаагүй хурдан нэмэгддэг. Тиймээс, бид бичигдсэн дохионы хүч хангалттай, гэхдээ өнцгийн нягтрал маш их дутагдаж байгаа нөхцөл байдалд хурдан ордог. Дараа нь асуулт гарч ирнэ: "Яагаад бидэнд тасралтгүй массив антен хэрэгтэй байна вэ? Үүнийг сийрэгжүүлэх боломжтой юу?" Энэ нь боломжтой болох нь тогтоогдсон! Том талбайд байрлуулсан бие даасан хэд хэдэн бие даасан антеннуудаас хамаагүй том диаметртэй толин тусгалыг "нийлэгжүүлдэг" тул энэ санааг "апертурын синтез" гэж нэрлэдэг. Ийм "синтетик" хэрэгслийн нарийвчлалыг бие даасан антеннуудын диаметрээр бус харин тэдгээрийн хоорондох зай - радио интерферометрийн суурь зэргээр тодорхойлно. Мэдээжийн хэрэг, дор хаяж гурван антен байх ёстой бөгөөд тэдгээр нь нэг шулуун шугамын дагуу байрлах ёсгүй. Үгүй бол радио интерферометрийн нарийвчлал нь маш жигд бус байх болно. Энэ нь зөвхөн антеннуудын хооронд байрлах чиглэлд өндөр байх болно. Хөндлөн чиглэлд, нарийвчлал нь тусдаа антенны хэмжээгээр тодорхойлогддог.

Радио одон орон судлал энэ замаар 1970-аад оноос хөгжиж эхэлсэн. Энэ хугацаанд хэд хэдэн том олон антентай интерферометр бий болсон. Тэдгээрийн зарим нь суурин антентай бол зарим нь дэлхийн гадаргуугийн дагуу хөдөлж, янз бүрийн "тохиргоо" -д ажиглалт хийх боломжтой. Ийм интерферометрүүд нь нэг радио телескопоос хамаагүй өндөр нарийвчлалтай радио эх үүсвэрийн "нийлэгжүүлсэн" газрын зургийг бүтээдэг: сантиметр долгионы хувьд энэ нь 1 нуман секундэд хүрдэг бөгөөд энэ нь дэлхийн агаар мандалд ажиглалт хийх үед оптик дурангийн нарийвчлалтай харьцуулж болно.

Энэ төрлийн хамгийн алдартай систем болох Маш том массив (VLA) нь 1980 онд АНУ-ын Үндэсний Радио Одон орон судлалын ажиглалтын төвд баригдсан. Тус бүр нь 25 м диаметртэй, 209 тонн жинтэй 27 параболик антен нь гурван радиаль төмөр замын дагуу хөдөлж, интерферометрийн төвөөс 21 км хүртэлх зайд салгах боломжтой.

Өнөөдөр бусад системүүд ажиллаж байна: Голланд дахь Вестерборк (25 м-ийн диаметртэй 14 антен), Австрали дахь ATCA (тус бүр нь 22 м-ийн 6 антен), Их Британид MERLIN. Сүүлчийн систем нь улс даяар тархсан бусад 6 хэрэгслийн хамт алдартай 76 метрийн телескопыг агуулдаг. Орос улсад (Буриад улсад) Сибирийн нарны радио интерферометрийг бүтээсэн - радио мужид нарны үйл ажиллагааг судлах тусгай антенны систем.

1965 онд Зөвлөлтийн эрдэмтэд Л.И. Матвеенко, Н.С. Кардашев, Г.Б. Шоломицкий интерферометрийн антенн бүр дээр өгөгдлийг бие даан бүртгэж, дараа нь компьютер дээрх хөндлөнгийн үзэгдлийг дуурайж байгаа мэт хамтдаа боловсруулахыг санал болгов. Энэ нь антеннуудыг дур зоргоороо том зайд тараах боломжийг олгодог. Тиймээс энэ аргыг маш урт суурь радио интерферометр (VLBI) гэж нэрлэдэг байсан бөгөөд 1970-аад оны эхэн үеэс амжилттай хэрэглэгдэж ирсэн. Туршилтаар тогтоосон дээд хэмжээний суурь урт нь 12.2 мянган км бөгөөд 3 мм орчим долгионы урттай нарийвчлал нь 0.00008 буюу том оптик дурангаас 3 дахин өндөр байна. Суурийн хэмжээ нь манай гаригийн диаметрээр хязгаарлагддаг тул энэ үр дүн дэлхий дээр мэдэгдэхүйц сайжрах магадлал багатай юм.

Одоогийн байдлаар системчилсэн ажиглалтыг тив хоорондын радио интерферометрийн хэд хэдэн сүлжээгээр хийж байна. АНУ-д тус улсын эх газрын хэсэгт, Хавай, Виржиний арлууд дээр байрлах дундаж диаметр нь 25 м-ийн диаметртэй 10 радио телескопыг багтаасан системийг бий болгосон. Европт 100 метрийн Бонн дуран, Медицина (Итали) дахь 32 метрийн дуран дуран, MERLIN интерферометр, Вестерборк болон бусад хэрэгслийг VLBI туршилтанд тогтмол нэгтгэдэг. Энэ системийг EVN гэж нэрлэдэг. Мөн одон орон судлал, геодези IVS-ийн олон улсын радио телескопуудын сүлжээ байдаг. Саяхан Орос Ленинград муж, Хойд Кавказ, Буриадад байрладаг 32 метрийн гурван антен бүхий "Квазар" интерферометрийн сүлжээг ажиллуулж эхлэв. Телескопууд нь VLBI сүлжээнд хатуу хуваарилагдаагүй гэдгийг анхаарах нь чухал юм. Тэдгээрийг бие даан ашиглах эсвэл сүлжээ хооронд шилжих боломжтой.

Хэт урт суурьтай интерферометр нь хэмжилтийн маш өндөр нарийвчлалыг шаарддаг: цахилгаан соронзон орны максимум ба минимумын орон зайн тархалтыг долгионы уртын фракцын нарийвчлалтайгаар, өөрөөр хэлбэл богино долгионы фракц хүртэлх нарийвчлалтайгаар бүртгэх шаардлагатай. сантиметр. Антен бүр дээр хэмжилт хийсэн цагийг хамгийн өндөр нарийвчлалтайгаар тэмдэглэ. Атомын давтамжийн стандартыг VLBI туршилтанд хэт нарийвчлалтай цаг болгон ашигладаг.

Гэхдээ радио интерферометр нь сул талгүй гэж бүү бодоорой. Хатуу параболик антеннаас ялгаатай нь интерферометрийн цацрагийн загвар нь нэг гол дэлбээний оронд харьцуулж болохуйц хэмжээтэй хэдэн зуун, мянган нарийн дэлбэнтэй байдаг. Ийм цацрагийн хэв маяг бүхий эх үүсвэрийг зураглах нь компьютерийн гарыг хуруугаараа сунгахтай адил юм. Зургийг сэргээх нь нарийн төвөгтэй бөгөөд үүнээс гадна "буруу" (өөрөөр хэлбэл хэмжилтийн үр дүнд бага зэрэг өөрчлөгдөхөд тогтворгүй) ажил боловч радио одон орон судлаачид үүнийг шийдэж сурсан.

Радио интерферометрийн ололт амжилт

Нумын хэдэн мянган өнцгийн нарийвчлалтай радио интерферометрүүд нь ердийн галактикуудаас хэдэн арван сая дахин илүү хүчтэй радио долгион ялгаруулдаг радио галактик ба квазаруудын хамгийн хүчирхэг "радио гэрэлт цамхаг"-ын хамгийн дотоод бүсүүдийг секундэд "харав". . Галактик, квазаруудын цөмөөс плазмын үүл хэрхэн ялгарч байгааг “харж”, хөдөлгөөний хурдыг хэмжих боломжтой байсан нь гэрлийн хурдтай ойролцоо болсон байна.

Манай Галактикаас олон сонирхолтой зүйлсийг нээсэн. Залуу оддын ойролцоо ус, гидроксил (OH) ба метанол (CH 3 OH) молекулуудын спектрийн шугамд мазерын радио цацрагийн эх үүсвэр (мазер нь оптик лазерын аналог боловч радио мужид) олдсон. Сансар огторгуйн хувьд эх үүсвэрүүд нь маш жижиг, Нарны аймгийнхаас бага. Интерферометрээр олж авсан радио газрын зураг дээрх бие даасан тод толбо нь гаригуудын үр хөврөл байж болно.

Ийм мазерууд бусад галактикуудаас олдсон байдаг. Гурвалжин одны зэргэлдээх М33 галактикт ажиглагдсан хэдэн жилийн хугацаанд мазер толбоны байрлал өөрчлөгдсөн нь анх удаа түүний эргэлтийн хурд, тэнгэр дэх хөдөлгөөний хурдыг шууд тооцоолох боломжтой болсон. Хэмжсэн нүүлгэн шилжүүлэлт нь өчүүхэн бөгөөд хурд нь газрын гадарга дээр мөлхөж буй эмгэн хумсны хурдаас олон мянган дахин бага бөгөөд дэлхийн ажиглагчдад харагдана. Ангараг. Ийм туршилт нь оптик одон орон судлалын чадвараас хол давсан хэвээр байна: энэ нь галактик хоорондын зайд бие даасан объектуудын зөв хөдөлгөөнийг илрүүлэх чадваргүй юм.

Эцэст нь интерферометрийн ажиглалтууд нь асар том хар нүхнүүд байгааг шинэ нотолгоо болгож өгсөн. Идэвхтэй NGC 4258 галактикийн цөмийг тойроод гурван гэрлийн жилийн радиустай тойрог замд хөдөлж, хурд нь секундэд хэдэн мянган километрт хүрдэг бөөгнөрөл бодис олдсон байна. Энэ нь галактикийн төв биеийн масс дор хаяж нэг тэрбум нарны масстай гэсэн үг бөгөөд үүнээс өөр зүйл байж болохгүй. хар нүх.

Судалгааны явцад VLBI аргаар хэд хэдэн сонирхолтой үр дүнг олж авсан нарны систем. Харьцангуйн ерөнхий онолын өнөөг хүртэл хийсэн хамгийн оновчтой тоон тестээс эхэлцгээе. Интерферометр нь нарны таталцлын талбар дахь радио долгионы хазайлтыг зуун хувийн нарийвчлалтайгаар хэмжсэн. Энэ нь оптик ажиглалтаас хоёр дахин илүү нарийвчлалтай юм.

Дэлхийн радио интерферометрийг бусад гаригуудыг судалж буй сансрын хөлгүүдийн хөдөлгөөнийг хянахад ашигладаг. Ийм туршилтыг анх 1985 онд Зөвлөлтийн "Вега-1" ба "-2" төхөөрөмж Сугар гаригийн агаар мандалд агаарын бөмбөлөг буулгаж байх үед хийжээ. Ажиглалтаар манай гаригийн агаар мандлын хурдацтай эргэлт 70 м/с хурдтай, өөрөөр хэлбэл 6 хоногийн дотор дэлхийг нэг удаа тойрох нь батлагдсан. Энэ бол тайлбарыг хүлээсээр байгаа гайхалтай баримт юм.

Өнгөрсөн жил Гюйгенс сансрын хөлөг хиймэл дагуул дээр газардах үед өөр өөр тивд 18 радио дурангаар хийсэн ижил төстэй ажиглалтууд дагалдаж байв. Санчир гаригТитан. 1.2 тэрбум км-ийн зайнаас Титаны агаар мандалд тээврийн хэрэгслийн хөдөлгөөнийг арван километрийн нарийвчлалтайгаар хянаж байсан! Гюйгенсийг газардах үеэр шинжлэх ухааны мэдээллийн бараг тал хувь нь алдагдсан гэдгийг тэр бүр мэддэггүй. Зондоо станцаар дамжуулан өгөгдлийг дамжуулав "Кассини", энэ нь түүнийг Санчир гариг ​​руу аваачсан. Найдвартай байдлын үүднээс өгөгдөл дамжуулах хоёр нэмэлт сувгийг өгсөн. Гэвч буухын өмнөхөн тэднээр өөр өөр мэдээлэл дамжуулахаар шийдсэн байна. Гэвч хамгийн чухал мөчид, хараахан тайлбарлаагүй алдааны улмаас Кассини дээрх хүлээн авагчдын нэг нь асаагүй бөгөөд зургийн тал нь алга болжээ. Тэдэнтэй хамт салгагдсан сувгаар яг дамждаг Титаны агаар мандалд салхины хурдны талаарх мэдээлэл мөн алга болжээ. Аз болоход НАСА тэдний бооцоог хамгаалж чадсан: Гюйгенсийн буултыг дэлхийн радио интерферометрээр дэлхийгээс ажиглав. Энэ нь Титаны агаар мандлын динамикийн талаарх дутуу өгөгдлийг сэргээхэд тусална. Энэхүү туршилтын үр дүнг Европын радио интерферометрийн нэгдсэн хүрээлэнд боловсруулж байгаа бөгөөд дашрамд хэлэхэд манай нутаг нэгт Леонид Гурвиц, Сергей Погребенко нар үүнийг хийж байна.

Дэлхийд зориулсан VLBI
Радио интерферометрийн арга нь жишээлбэл, Санкт-Петербургт Оросын ШУА-ийн Хэрэглээний одон орон судлалын хүрээлэн энэ сэдвээр ажиллаж байгаа нь дэмий хоосон зүйл биш юм. VLBI технологийг ашиглан хийсэн ажиглалт нь радио эх үүсвэрийн координатыг нуман секундын арван мянганы нарийвчлалтайгаар тодорхойлох төдийгүй дэлхий дээрх радио телескопуудын байршлыг нэг миллиметрээс илүү нарийвчлалтайгаар хэмжих боломжийг олгодог. Энэ нь эргээд дэлхийн эргэлт, царцдасын хөдөлгөөний өөрчлөлтийг хамгийн өндөр нарийвчлалтайгаар хянах боломжтой болгодог.

Жишээлбэл, VLBI-ийн тусламжтайгаар тивүүдийн хөдөлгөөн туршилтаар батлагдсан. Өнөөдөр ийм хөдөлгөөнийг бүртгэх нь аль хэдийн хэвшил болжээ. Алс холын радио галактикуудын интерферометрийн ажиглалт нь дэлхийн газар хөдлөлтийн дуу чимээтэй хамт геофизикийн зэвсэглэлд баттай орж ирэв. Тэдгээрийн ачаар дэлхийн царцдасын хэв гажилтаас үүдэлтэй станцуудын бие биентэйгээ харьцуулахад үе үе шилжих шилжилтийг найдвартай бүртгэдэг. Түүгээр ч зогсохгүй хатуу биетийн түрлэгийг удаан хугацаанд хэмжсэнгүй (анх VLBI аргаар бүртгэгдсэн), мөн атмосферийн даралт, далай дахь усны жин, гүний усны жингийн өөрчлөлтийн нөлөөн дор үүссэн хазайлтыг хэмжсэн. .

Дэлхий дээрх дэлхийн эргэлтийн параметрүүдийг тодорхойлохын тулд олон улсын VLBI одон орон судлал, геодези IVS алба зохицуулдаг селестиел радио эх үүсвэрийн ажиглалтыг өдөр бүр хийдэг. Хүлээн авсан өгөгдлийг, ялангуяа GPS-ийн дэлхийн байршил тогтоох системийн хиймэл дагуулын тойрог замын хавтгайн шилжилтийг тодорхойлоход ашигладаг. VLBI-ийн ажиглалтаас олж авсан зохих засварыг хийлгүйгээр GPS систем дэх уртрагыг тодорхойлоход гарсан алдаа нь одоогийнхоос илүү том хэмжээтэй байх болно. Нэг ёсондоо VLBI нь GPS-ийн навигацийн хувьд 18-р зуунд далайн нарийн хронометрүүд оддын жолоодлого хийдэг байсантай ижил үүрэг гүйцэтгэдэг. Гараг хоорондын сансрын станцуудыг амжилттай жолоодоход дэлхийн эргэлтийн параметрүүдийн талаархи нарийн мэдлэг шаардлагатай.

Леонид Петров, Сансрын нислэгийн төв. Годдард, НАСА

Ирээдүйн хэрэгслүүд

Наад зах нь дараагийн хагас зуунд радио одон орон судлалын хөгжлийн ерөнхий шугам нь илүү том диафрагмын синтезийн системийг бий болгох явдал юм. Ийнхүү Чилийн Чажнанторын өндөрлөг дээр Европ, Америкийн хэд хэдэн орны хамтын хүчин чармайлтаар ALMA миллиметр долгионы антенны системийг (Atacama Large Millimeter Array Atacama Large Millimeter System) барьж эхлэв. Нийтдээ 0.35-аас 10 мм-ийн долгионы урттай 12 метрийн диаметртэй 64 антен байх болно. ALMA антеннуудын хоорондох хамгийн их зай нь 14 км байх болно. Хэт хуурай уур амьсгалтай, далайн түвшнээс дээш өндөрт (5100 м) тул систем нь миллиметрээс богино долгионд ажиглалт хийх боломжтой болно. Бусад газар, нам өндөрт ийм цацрагийг агаарт байгаа усны уураар шингээж авдаг тул энэ нь боломжгүй юм. ALMA-ийн барилгын ажил 2011 он гэхэд дуусна.

Европын LOFAR диафрагмын синтезийн систем нь 1.2-аас 10 м хүртэл илүү урт долгионы урттай ажиллах бөгөөд ирэх гурван жилийн хугацаанд ашиглалтад орно. Энэ бол маш сонирхолтой төсөл юм: зардлыг бууруулахын тулд хамгийн энгийн суурин антенуудыг ашигладаг - дохио өсгөгчтэй 1.5 м өндөртэй металл саваа пирамидууд. Гэхдээ системд 25 мянган ийм антен байх болно. Тэднийг 350 км-ийн диаметртэй "тахир таван хошуут од"-ын туяа дагуу Голланд даяар байрлуулах бүлэгт нэгтгэх болно. Антенн бүр харагдахуйц тэнгэрээс дохио хүлээн авах боловч тэдгээрийн хамтарсан компьютерийн боловсруулалт нь шинжлэх ухааны сонирхлын чиглэлээс ирсэн дохиог тодруулах боломжтой болно. Энэ тохиолдолд интерферометрийн удирдамжийн загвар нь зөвхөн тооцооллын аргаар үүсдэг бөгөөд хамгийн богино долгионы уртад өргөн нь 1 нуман секунд болно. Системийг ажиллуулахад асар их тооцоолол шаардагдах боловч өнөөгийн компьютеруудын хувьд энэ нь бүрэн боломжтой ажил юм. Энэ асуудлыг шийдэхийн тулд Европ дахь хамгийн хүчирхэг суперкомпьютер болох 12288 процессортой IBM Blue Gene/L-ийг өнгөрсөн жил Голландад суурилуулсан. Түүгээр ч барахгүй дохионы зохих боловсруулалт хийснээр (компьютерийн илүү их хүч шаардагдана) LOFAR нь хэд хэдэн эсвэл бүр олон объектыг нэгэн зэрэг ажиглах боломжтой болно!

Гэхдээ ойрын ирээдүйн хамгийн амбицтай төсөл бол SKA (Square Kilometer Array Square Kilometer System) юм. Түүний антеннуудын нийт талбай нь ойролцоогоор 1 км2 байх бөгөөд төхөөрөмжийн өртөг нь тэрбум доллараар үнэлэгддэг. SKA төсөл нь хөгжлийн эхний шатандаа байна. Хэлэлцэж буй дизайны гол сонголт бол 3 мм-ээс 5 м-ийн зайд ажилладаг хэдэн метрийн диаметртэй олон мянган антеннуудаас гадна хагасыг нь 5 км-ийн диаметртэй талбайд суурилуулахаар төлөвлөж байна үлдсэн хэсэг нь нэлээд зайд тархдаг. Хятадын эрдэмтэд өөр схемийг санал болгов: Аресибо телескоптой төстэй тус бүр нь 500 м диаметртэй 8 тогтсон толь. Тэдгээрийг байрлуулахад тохиромжтой хуурай нууруудыг санал болгов. Гэсэн хэдий ч есдүгээр сард Хятад аварга телескопыг байрлуулахаар өрсөлдөж буй орнуудын жагсаалтаас хасагдсан юм. Одоо гол тулаан Австрали, Өмнөд Африкийн хооронд болно.

Газарт суурилсан интерферометрийн суурийг нэмэгдүүлэх боломж бараг дуусч байна. Ирээдүй нь интерферометрийн антеннуудыг сансарт хөөргөх бөгөөд манай гаригийн хэмжээтэй холбоотой ямар ч хязгаарлалт байхгүй. Ийм туршилтыг аль хэдийн хийсэн. 1997 оны 2-р сард Японы HALCA хиймэл дагуулыг хөөргөсөн бөгөөд 2003 оны 11-р сар хүртэл ажиллаж, олон улсын VSOP (VLBI Space Observatory Program VLBI Space Observatory Program) төслийн хөгжлийн эхний үе шатыг дуусгасан. Хиймэл дагуул нь 8 м-ийн диаметртэй шүхэр антентай бөгөөд дэлхийн гурван диаметртэй тэнцэх суурьтай болсон эллипс тойрог замд ажилладаг байв. Галактикаас гадуурх олон радио эх сурвалжуудын зургийг нуман секундын мянгад хуваасан нарийвчлалтайгаар авсан. Сансрын интерферометрийн туршилтын дараагийн шат болох VSOP-2 нь 2011-2012 онд эхлэхээр төлөвлөж байна. Энэ төрлийн өөр нэг багажийг Физикийн хүрээлэнгийн Сансар огторгуйн төвөөс Radioastron төслийн хүрээнд бүтээж байна. П.Н. Лебедев РАС бусад орны эрдэмтэдтэй хамт. Radioastron хиймэл дагуул нь 10 м диаметртэй параболик тольтой байх бөгөөд хөөргөхдөө нугалж, тойрог замд орсны дараа нээгдэнэ. Radioastron нь 1.2-аас 92 см-ийн урттай хэд хэдэн долгионы урттай хүлээн авагчаар тоноглогдсон бөгөөд Пущино (Орос), Канберра (Австрали) болон Green Bank (АНУ) дахь радио телескопуудыг сансрын интерферометрийн газрын антен болгон ашиглах болно. Хиймэл дагуулын тойрог зам нь маш урт, 350 мянган км оргилтой байх болно. Ийм интерферометрийн суурьтай бол хамгийн богино долгионы урттай радио эх үүсвэрийн зургийг авч, тэдгээрийн координатыг нуман секундын 8 саяны нарийвчлалтайгаар хэмжих боломжтой болно. Энэ нь радио галактикууд болон хар нүхнүүдийн цөмүүдийн ойр орчмыг, мөн Галактик дахь залуу оддын үүсэх бүс нутгийн гүнийг харах боломжийг олгоно.

Оросын эрдэмтэд "Миллиметр" миллиметр болон миллиметрийн зайд ажиллах илүү дэвшилтэт сансрын радио телескоп боловсруулж байна. Дулааны дуу чимээг багасгаж, мэдрэмжийг нэмэгдүүлэхийн тулд багажийн толин тусгалыг шингэн гелийээр 4 Келвин (269 ° C) температурт хөргөнө. Энэхүү интерферометрийг ажиллуулах хэд хэдэн хувилбаруудыг "SpaceEarth" ба "SpaceSpace" схемийн дагуу (хиймэл дагуул дээрх хоёр телескопын хооронд) авч үзэж байна. Уг төхөөрөмжийг Radioastron төслийн нэгэн адил урт тойрог замд эсвэл Нар-Дэлхийн системийн Лагранж цэг рүү, дэлхийгээс нарны эсрэг чиглэлд 1.5 сая км зайд хөөргөх боломжтой (энэ нь дэлхийгээс 4 дахин хол байна). Сар). Хамгийн сүүлийн хувилбар болох 0.35 мм долгионы урттай "SpaceEarth" интерферометр нь нуман секундын 45 тэрбумын өнцгийн нарийвчлалыг орчин үеийн оптик багажнуудаас хэдэн зуун мянга дахин сайн өгөх болно!

Михаил Прохоров, физик-математикийн шинжлэх ухааны доктор
Георгий Рудницкий, физик-математикийн шинжлэх ухааны нэр дэвшигч