Радиоастрономия. Принцип работы радиотелескопов. Минимальная рабочая длина волны

Телескоп(от теле. . . и греч. skopeo - смотрю) Телескоп(от теле. . . и греч. skopeo - смотрю), астрономический инструмент для изучения небесных светил по их электромагнитному излучению. Телескопы делятся на гамма-телескопы, рентгеновские, ультрафиолетовые, оптические, инфракрасные и радиотелескопы. Существуют 3 типа оптических телескопов: рефракторы (линзовые), рефлекторы (зеркальные) и комбинированные зеркально-линзовые системы. Первые астрономические наблюдения при помощи телескопов(оптического рефрактора) проведены в 1609 Г. Галилеем.

Оптические телескопы АСТРОНОМЫ НАБЛЮДАЮТ ЗВЕЗДЫ, ПЛАНЕТЫ И ДРУГИЕ ОБЪЕКТЫ ВСЕЛЕННОЙ С ПОМОЩЬЮ ТЕЛЕСКОПОВ. ТЕЛЕСКОП - ОСНОВНОЙ РАБОЧИЙ ИНСТРУМЕНТ КАЖДОГО ИССЛЕДОВАТЕЛЯ ВСЕЛЕННОЙ. КОГДА ЖЕ ПОЯВИЛИСЬ ПЕРВЫЕ ТЕЛЕСКОПЫ И КАК ОНИ БЫЛИ УСТРОЕНЫ? В 1609 ГОДУ ПРОФЕССОР ПАДУАНСКОГО УНИВЕРСИТЕТА ГАЛИЛЕО ГАЛИЛЕЙ (1564 -1642) ВПЕРВЫЕ НАПРАВИЛ ИЗГОТОВЛЕННУЮ ИМ САМИМ НЕБОЛЬШУЮ ЗРИТЕЛЬНУЮ ТРУБУ НА ЗВЕЗДНОЕ НЕБО. В ИЗУЧЕНИИ НЕБЕСНЫХ СВЕТИЛ НАЧАЛАСЬ ЭПОХА ТЕЛЕСКОПИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ.

Принцип работы оптического телескопа… основан на свойствах выпуклой линзы или вогнутого зеркала, выполняющих в телескопе роль объектива, собирать в фокус параллельные лучи света, приходящие к нам от различных небесных источников, и создавать в фокальной плоскости их изображения. Астрономнаблюдатель, рассматривающий в окуляр изображение космического объекта, видит его увеличенным. При этом под увеличением телескопа понимают отношение видимых угловых размеров объекта при наблюдении в телескоп и без него. Увеличение телескопа равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра.

Телескоп Галилео Галилея Но телескоп Галилея имел существенный недостаток: У первого телескопа Галилея… объективом служила плосковыпуклая у него было очень малое поле линза диаметром 4 см с фокусным расстоянием 50 см. Роль окуляра выполняла плоско-вогнутая линза размером поменьше. Такая комбинация оптических стекол давала трехкратное увеличение. Затем Галилей сконструировал более совершенный телескоп с объективом 5, 8 см в диаметре и фокусным расстоянием 165 см. Он увеличивал изображения Луны и планет в 33 раза. С его помощью ученый сделал свои замечательные астрономические открытия: гор на Луне, спутников Юпитера, фаз Венеры, пятен на Солнце и множества слабых звезд. . . зрения, то есть в трубу был виден совсем крохотный кружочек неба. Поэтому, наводить инструмент на какое-нибудь небесное светило, и наблюдать его было совсем непросто.

Прошел лишь год со времени начала телескопических наблюдений, как немецкий астроном и математик Иоганн Кеплер (1571 -1630) предложил свою конструкцию телескопа. Новизна заключалась в самой оптической системе: объектив и окуляр были двояковыпуклыми линзами. В результате изображение в кеплеровском телескопе Конечно, так обозревать земные предметы получалось не прямое, неудобно, но при астрономических как в трубе Галилея, а наблюдениях это совершенно не имеет перевернутое. никакого значения. Ведь во Вселенной нет ни абсолютного верха, ни абсолютного низа.

Телескоп Кеплера ОКАЗАЛСЯ НАМНОГО ЛУЧШЕ ОПТИЧЕСКИХ ПЕРВЕНЦЕВ ГАЛИЛЕЯ: ОН ОБЛАДАЛ БОЛЬШИМ ПОЛЕМ ЗРЕНИЯ И БЫЛ УДОБЕН В РАБОТЕ. ЭТИ ВАЖНЫЕ ДОСТОИНСТВА НОВОГО ИНСТРУМЕНТА ОДНОЗНАЧНО ОПРЕДЕЛИЛИ ЕГО СУДЬБУ: В ДАЛЬНЕЙШЕМ ЛИНЗОВЫЕ ТЕЛЕСКОПЫ СТАЛИ КОНСТРУИРОВАТЬ ИСКЛЮЧИТЕЛЬНО ПО СХЕМЕ КЕПЛЕРА. А ОПТИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ГАЛИЛЕЕВСКОГО ТЕЛЕСКОПА СОХРАНИЛАСЬ ЛИШЬ В УСТРОЙСТВЕ ТЕАТРАЛЬНОГО БИНОКЛЯ.

Таким образом, различают два основных типа телескопов: ЛИНЗОВЫЕ ТЕЛЕСКОПЫ-РЕФРАКТОРЫ, У КОТОРЫХ ЛУЧИ СВЕТА, ПРОХОДЯ ЧЕРЕЗ ОБЪЕКТИВ, ПРЕЛОМЛЯЮТСЯ, И ЗЕРКАЛЬНЫЕ (ОТРАЖАТЕЛЬНЫЕ) ТЕЛЕСКОПЫРЕФЛЕКТОРЫ. ЗЕРКАЛЬНЫЕ ТЕЛЕСКОПЫ СО ВРЕМЕНЕМ СТАЛИ ИСПОЛЬЗОВАТЬСЯ ДЛЯ НАБЛЮДЕНИЙ ОЧЕНЬ ДАЛЕКИХ И СЛАБОСВЕТЯЩИХСЯ ОБЪЕКТОВ. ЧЕЛОВЕЧЕСКИЙ ГЛАЗ СПОСОБЕН РАЗЛИЧАТЬ В ОТДЕЛЬНОСТИ ДВЕ ЧАСТИ НАБЛЮДАЕМОГО ПРЕДМЕТА ТОЛЬКО В ТОМ СЛУЧАЕ, ЕСЛИ УГЛОВОЕ РАССТОЯНИЕ МЕЖДУ НИМИ НЕ МЕНЬШЕ ОДНОЙ-ДВУХ МИНУТ ДУГИ. ТАК, НА ЛУНЕ НЕВООРУЖЕННЫМ ГЛАЗОМ МОЖНО РАССМОТРЕТЬ ДЕТАЛИ РЕЛЬЕФА, РАЗМЕР КОТОРЫХ ПРЕВЫШАЕТ 150 -200 КМ. НА СОЛНЕЧНОМ ДИСКЕ, КОГДА СВЕТИЛО КЛОНИТСЯ К ЗАКАТУ И ЕГО СВЕТ ОСЛАБЛЕН ПОГЛОЩАЮЩИМ ЭФФЕКТОМ ЗЕМНОЙ АТМОСФЕРЫ, БЫВАЮТ ВИДНЫ ПЯТНА ПОПЕРЕЧНИКОМ 50 -100 ТЫС. КМ. НИКАКИХ ДРУГИХ ПОДРОБНОСТЕЙ НЕВООРУЖЕННЫЙ ГЛАЗ РАССМОТРЕТЬ НЕ В СИЛАХ. И ТОЛЬКО БЛАГОДАРЯ ТЕЛЕСКОПУ, КОТОРЫЙ УВЕЛИЧИВАЕТ УГОЛ ЗРЕНИЯ, МОЖНО "ПРИБЛИЖАТЬ" К СЕБЕ ДАЛЕКИЕ НЕБЕСНЫЕ ОБЪЕКТЫ - НАБЛЮДАТЬ ИХ КАК БЫ РЯДОМ.

Характеристики радиотелескопов СОВРЕМЕННЫЕ РАДИОТЕЛЕСКОПЫ ПОЗВОЛЯЮТ ИССЛЕДОВАТЬ ВСЕЛЕННУЮ В ТАКИХ ПОДРОБНОСТЯХ, КОТОРЫЕ ЕЩЕ НЕДАВНО НАХОДИЛИСЬ ЗА ПРЕДЕЛАМИ ВОЗМОЖНОГО НЕ ТОЛЬКО В РАДИОДИАПАЗОНЕ, НО И В ТРАДИЦИОННОЙ АСТРОНОМИИ ВИДИМОГО СВЕТА. ОБЪЕДИНЕННЫЕ В ЕДИНУЮ СЕТЬ ИНСТРУМЕНТЫ, РАСПОЛОЖЕННЫЕ НА РАЗНЫХ КОНТИНЕНТАХ, ПОЗВОЛЯЮТ ЗАГЛЯНУТЬ В САМУЮ СЕРДЦЕВИНУ РАДИОГАЛАКТИК, КВАЗАРОВ, МОЛОДЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ, ФОРМИРУЮЩИХСЯ ПЛАНЕТНЫХ СИСТЕМ. РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТРЫ СО СВЕРХДЛИННЫМИ БАЗАМИ В ТЫСЯЧИ РАЗ ПРЕВЗОШЛИ ПО «ЗОРКОСТИ» САМЫЕ КРУПНЫЕ ОПТИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ С их помощью можно не только отслеживать перемещение космических аппаратов в окрестностях далеких планет, но и исследовать движения коры нашей собственной планеты, в том числе непосредственно «почувствовать» дрейф материков. На очереди космические радиоинтерферометры, которые позволят еще глубже проникнуть в тайны Вселенной.

Земная атмосфера прозрачна не для всех видов электромагнитного излучения, приходящего из космоса. В ней есть только два широких «окна прозрачности» . Центр одного из них приходится на оптическую область, в которой лежит максимум излучения Солнца. Именно к нему в результате эволюции адаптировался по чувствительности человеческий глаз, который воспринимает световые волны с длиной от 350 до 700 нанометров. (На самом деле это окно прозрачности даже немного шире - примерно от 300 до 1 000 нм, то есть захватывает ближний ультрафиолетовый и инфракрасный диапазоны). Однако радужная полоска видимого света - лишь малая доля богатства «красок» Вселенной. Во второй половине XX века астрономия стала поистине всеволновой. Достижения техники позволили астрономам вести наблюдения в новых диапазонах спектра. С коротковолновой стороны от видимого света лежат ультрафиолетовый, рентгеновский и гамма-диапазоны По другую сторону располагаются инфракрасный, субмиллиметровый и радиодиапазон. Для каждого из этих диапазонов есть астрономические объекты, которые именно в нем проявляют себя наиболее рельефно, хотя в оптическом излучении они, может быть, и не представляют собой ничего выдающегося, так что астрономы до недавнего времени их просто не замечали.

Один из наиболее интересных и информативных диапазонов спектра для астрономии - радиоволны. Излучение, которое регистрирует наземная радиоастрономия, проходит через второе и гораздо более широкое окно прозрачности земной атмосферы - в диапазоне длин волн от 1 мм до 30 м. Ионосфера Земли - слой ионизованного газа на высоте около Главная характеристика радиотелескопа - его диаграмма направленности. Она показывает чувствительность инструмента к 70 км - отражает в космос все излучение сигналам, приходящим с разных направлений в пространстве. Для на волнах длиннее 30 «классической» параболической антенны диаграмма направленности м. На волнах короче 1 состоит из главного лепестка, имеющего вид конуса, ориентированного по оси параболоида, и нескольких гораздо (на мм космическое излучение полностью порядки) более слабых боковых лепестков. «Зоркость» «съедают» молекулы радиотелескопа, то есть его угловое разрешение, определяется атмосферы (главным шириной главного лепестка диаграммы направленности. Два источника на небе, которые вместе попадают в раствор этого лепестка, образом кислород и сливаются для радиотелескопа в один. Поэтому ширина диаграммы водяной пар). направленности определяет размер самых мелких деталей радиоисточника, которые еще можно различить по отдельности.

Принцип действия радиотелескопов Полноповоротные параболические антенны - аналоги оптических телескопов-рефлекторов - оказались самыми гибкими в работе из всего многообразия радиоастрономических антенн. Их можно направлять в любую точку неба, следить за радиоисточником - «копить сигнал» , как говорят радиоастрономы, - и тем самым повышать чувствительность телескопа, его способность выделять на фоне всевозможных шумов гораздо более слабые сигналы космических источников. Первый крупный полноповоротный параболоид диаметром 76 м был построен в 1957 году в британской обсерватории Джодрелл-Бэнк. А сегодня тарелка крупнейшей в мире подвижной антенны в обсерватории Грин-Бэнк (США) имеет размеры 100 на 110 м. И это практически предел для одиночных подвижных радиотелескопов. Увеличение диаметра имеет три важных следствия: два хороших и одно плохое. Во-первых, самое важное для нас - пропорционально диаметру возрастает угловое разрешение. Во-вторых, растет чувствительность, причем гораздо быстрее, пропорционально площади зеркала, то есть квадрату диаметра. И, в-третьих, еще быстрее увеличивается стоимость, которая в случае зеркального телескопа (как оптического, так и радио) примерно пропорциональна кубу диаметра его главного зеркала.

Главные трудности связаны с деформациями зеркала под действием силы тяжести. Чтобы зеркало телескопа четко фокусировало радиоволны, отклонения поверхности от идеальной параболической не должны превышать одной десятой от длины волны. Такая точность легко достигается для волн длиной несколько метров или дециметров. Но на коротких сантиметровых и миллиметровых волнах требуемая точность составляет уже десятые доли миллиметра. Из-за деформаций конструкции под собственным весом и ветровых нагрузок практически невозможно создать полноповоротный параболический телескоп диаметром более 150 м. Крупнейшая неподвижная тарелка диаметром 305 м построена в обсерватории Аресибо, Пуэрто-Рико. Но в целом эпоха гигантомании в строительстве радиотелескопов подошла к концу. В Мексике на горе Сьерра-Негра, на высоте 4 600 метров, завершается строительство 50 метровой антенны для работы в диапазоне миллиметровых волн. Возможно, это последняя большая одиночная антенна, создающаяся в мире.

Для того чтобы разглядеть детали строения радиоисточников, нужны другие подходы, в которых нам и предстоит разобраться. Радиоволны, испускаемые наблюдаемым объектом, распространяются в пространстве, порождая периодические изменения электрического и магнитного поля. Параболическая антенна собирает упавшие на нее радиоволны в одной точке - фокусе. Когда через одну точку проходит несколько электромагнитных волн, они интерферируют, то есть их поля складываются. Если волны приходят в фазе - они усиливают друга, в противофазе - ослабляют, вплоть до полного нуля. Особенность параболического зеркала как раз в том, что все волны от одного источника приходят в фокус в одной фазе и усиливают друга максимально возможным образом! На этой идее основано функционирование всех зеркальных телескопов.

В фокусе возникает яркое пятно, и здесь же обычно помещают приемник, который замеряет суммарную интенсивность излучения уловленного в пределах диаграммы направленности телескопа. В отличие от оптической астрономии, радиотелескоп не может сделать фотографию участка неба. В каждый момент он фиксирует излучение, приходящее только с одного направления. Грубо говоря, радиотелескоп работает как однопиксельный фотоаппарат. Для построения изображения приходится сканировать радиоисточник точка за точкой. (Впрочем, строящийся в Мексике миллиметровый радиотелескоп имеет в фокусе матрицу радиометров и «однопиксельным» уже не является.)

Радиоастрономия

Радиоастрономия - это раздел астрономии, в котором небесные объекты - Солнце, звёзды, галактики и др. - исследуются на основе наблюдений излучаемых ими радиоволн в диапазоне от долей мм до нескольких км.

Радиоастрономические наблюдения, в отличие от оптических, можно проводить и в облачную погоду, т.к. атмосферные условия слабо влияют на прохождение радиоволн (кроме коротковолнового сантиметрового и миллиметрового диапазонов) .

Основное устройство для радиоастрономических наблюдений называется радиотелескоп , который, как правило, представляет собой параболическую антенну большого радиуса (чем больше радиус – тем выше разрешающая способность), в фокусе которой находится приёмное устройство.

Внешний вид типичного радиотелескопа

Разрешающая способность радиотелескопов определяется по простой формуле: в радианах – λ / D , (а в градусах - 180λ / π D ), где π =3,1415926… (математическая константа, равная отношению длины окружности к её диаметру), λ - длина волны, на которой проводятся наблюдения, а D – диаметр антенны радиотелескопа (длина волны и диаметр антенны должны быть в одной и той же единице измерения). Чем больше длина антенны и меньше длина волны – тем выше чувствительность радиотелескопа.

С одной стороны, длина волны радиоволн на несколько порядков ниже, чем у видимого света, поэтому при том же размере чувствительность радиотелескопа ниже, чем у обычного. С другой стороны, радиотелескоп можно сделать значительно больше по размерам. Крупнейший из наземных оптических телескопов по состоянию на начало XXI века имеют размеры зеркала лишь чуть больше 10 метров, в то время как имеется множество радиотелескоп с вращающимися антеннами размером десятки метров, а крупнейший одиночный телескоп РАТАН-600 имеет диаметр антенны 600 метров.

Более того, возможно явление радиоинтерферометрии (или просто интерферометрии ), когда два сравнительно небольших радиотелескопа, направленных в параллельном направлении и настроенные на одну длину волны, действуют как один большой радиотелескоп, диаметр антенны которого равен расстоянию между ними (которое называют длиной базы телескопа-интерферометра). Уже стало привычным явлением не только радионаблюдения с использованием двух радиотелескопов, находящихся на двух противоположных точках земного шара (что соответствует телескопу с размером антенны свыше 10 тысяч км), но и телескопов, один из которых находится на Земле, а второй – в космосе, что позволяет увеличить длину базы до десятков тысяч километров.

Вообще говоря, использовать свойство интерферометрии можно для повышения чувствительности не только радиотелескопов, но и телескопов, работающих на других длинах волн, в том числе и оптических, но это будет значительно сложнее.

Подробности радиоастрономических наблюдений . Путём теоретических исследований было установлено, что почти все наблюдаемые радиоастрономические явления связаны с известными в физике механизмами радиоизлучения: тепловым излучением твёрдых тел (планеты и малые тела Солнечной системы); тормозным излучением тепловых электронов в полях ионов космической плазмы (газовые туманности в Галактике, атмосфера Солнца и звёзд); магнитотормозным излучением тепловых, субрелятивистских и релятивистских электронов в космических магнитных полях (активные области на Солнце, пояса радиации вокруг некоторых планет, радиогалактики, квазары), различными коллективными процессами в плазме (вспышки радиоизлучения на Солнце и Юпитере и др. явления). Наряду со сплошным (непрерывным) спектром радиоизлучения, обусловленным перечисленными причинами, обнаружено также монохроматическое (т.е. на одной длине волны) излучение небесных объектов. Основными механизмами образования спектральных радиолиний являются квантовые переходы между различными атомными и молекулярными энергетическими уровнями.

Особенно большую роль в радиоастрономии играет линия нейтрального водорода с длиной волны 21 см, возникающая при переходах между сверхтонкими подуровнями в атоме водорода, и рекомбинационные линии возбуждённого водорода. Водород – самый распространённый элемент во Вселенной, имеющийся во всех небесных телах, поэтому излучение на этой линии наиболее эффективно.

С помощью радиотелескопов проводятся поисковые обзоры неба и детально исследуются отдельные объекты. Обнаруженные радиоисточники заносятся в каталоги; к 1974 опубликовано около 100 каталогов, в которых приведены сведения о десятках тысяч объектов, большая часть из которых расположена далеко за пределами нашей Галактики.

По объектам исследования радиоастрономия условно делится на солнечную , планетную, галактическую и метагалактическую (внегалактическую).

Солнечная радиоастрономия изучает атмосферу Солнца (хромосферу, корону, сверхкорону, солнечный ветер). Основная проблема - выяснение природы активности Солнца. Характер радиоизлучения Солнца различен в разных диапазонах. Радиоизлучение в миллиметровом диапазоне, связанное с тормозным излучением электронов плазмы солнечной хромосферы в электрических полях ионов, относительно спокойно. В сантиметровом диапазоне радиоизлучение в значительной степени зависит от тормозного и магнитотормозного излучения горячей намагниченной плазмы над солнечными пятнами. Наконец, в метровом диапазоне волн радиоизлучение Солнца очень нестабильно и имеет форму всплесков над относительно стабильным уровнем тормозного излучения солнечной короны. Мощность всплесков иногда в десятки миллионов раз превосходит излучение спокойной короны. Эти всплески, по-видимому, вызываются прохождением потоков быстрых частиц сквозь атмосферу Солнца. Солнечный ветер исследуется по рассеянию в нём радиоволн, идущих от удалённых радиоисточников.

Планетная радиоастрономия исследует тепловые и электрические свойства поверхности планет и их спутников, их атмосферы и радиационные пояса. Радиоастрономические наблюдения существенно дополняют результаты, полученные в оптическом диапазоне; особенно это относится к планетам, поверхность которых скрыта от земного наблюдателя плотными облаками. Радиоастрономические наблюдения позволили измерить температуру поверхности Венеры, оценить плотность её атмосферы; благодаря таким наблюдениям обнаружены радиационные пояса Юпитера и мощные вспышки радиоизлучения, возникающие в его атмосфере.

Радиолокационные методы позволяют с очень высокой точностью измерять расстояния до планет, периоды их вращения, осуществить картографирование поверхностей планет.

Галактическая радиоастрономия изучает структуру нашей Галактики, активность её ядра, физическое состояние межзвёздного газа и природу различных галактических источников радиоизлучения. Мощными галактическими источниками радиоизлучения являются остатки сверхновых звёзд, а также облака газа, ионизованного ультрафиолетовым излучением звёзд. Галактическая радиоастрономия изучает также структуру магнитного поля Галактики и способствует решению проблемы происхождения космических лучей.

Самыми мощными внегалактическими радиоисточниками являются квазары , видимые в оптическом диапазоне, но совершенно не похожие на обычные галактики. Радиоизлучение квазаров переменно: оно заметно изменяется за время от нескольких недель до нескольких лет, что может быть только при относительно малых линейных размерах радиоизлучающих областей в них. Это подтверждается прямыми наблюдениями структуры квазаров: с помощью интерферометров с большой базой обнаружены детали размером менее 10-3сек дуги, которые могут быть облаками или потоками ультрарелятивистских частиц, движущихся в магнитных полях. Детальная структура квазаров пока изучена недостаточно, а природа их ещё неизвестна.

Помимо дискретных внегалактических радиоисточников, наблюдается также фоновое излучение метагалактики. Оно складывается из совокупного радиоизлучения большого числа не наблюдаемых раздельно слабых радиоисточников и изотропного излучения, соответствующего температуре около 2,7 К. Последнее представляет собой излучение вещества, заполняющего метагалактику на ранней стадии развития Вселенной, когда это вещество (плазма) было плотнее, чем в современную эпоху, и имело температуру 3000-5000 К. Это излучение называют реликтовым излучением. Т. о., обнаружение реликтового излучения свидетельствует о том, что ранее Вселенная не была такой, как сейчас, - она была плотней и горячей. Подсчёты числа внегалактических радиоисточников также подтверждают предположение о том, что ранее либо пространственная плотность радиоисточников в окрестностях нашей Галактики была выше, либо они были в среднем значительно мощнее, чем в современную эпоху. Вместе с этим оказалось, что видимая пространственная плотность радиоисточников на очень больших расстояниях (т. е. на ещё более ранних стадиях эволюции Вселенной) быстро падает. Это можно объяснить тем, что в ту эпоху не было источников радиоизлучения (а возможно, и галактик вообще). Однако падение пространственной плотности может быть результатом и сильного рассеяния радиоизлучения в метагалактическом газе.

История радиоастрономии . Уже в XIX веке, сразу же после открытия радиоволн, были высказаны предположения о существовании радиоизлучения Солнца и предприняты попытки зарегистрировать его. Однако чувствительность применяемых приёмников радиации оказалась для этого совершенно недостаточной. Лишь в 1931 Карл Янский (США) на волне 14,6 м случайно обнаружил ощутимое радиоизлучение Млечного Пути. В то время Янский работал радиоинженером на полигоне фирмы «Bell Telephone Labs ». Ему было поручено исследование направления прихода грозовых помех. Для этого Карл Янский построил вертикально поляризованную однонаправленную антенну типа полотна Брюса. Конструкция составляла 30,5 м в длину и 3,7 м в высоту. Основание антенны крепилось на четырёх колёсах, что обеспечивало вращение по азимуту. Синхронный электропривод за 20 минут поворачивал всю конструкцию на один оборот. Работа велась на волне 14,6 м (20,5 МГц). Антенна была соединена с чувствительным приёмником, на выходе которого стоял самописец с большой постоянной времени. В декабре 1932 года Янский уже представляет первые результаты, полученные на своей установке . Сообщалось об обнаружении «…постоянного шипения неизвестного происхождения». Янский утверждал, что эти помехи вызывают «шипение в наушниках, которое трудно отличить от шипения, вызываемого шумами самой аппаратуры. Направление прихода шипящих помех меняется постепенно в течение дня, делая полный оборот за 24 часа». Основываясь на 24-часовом эффекте Янский предположил , что новый источник помех в какой-то мере может быть связан с Солнцем. В двух своих следующих работах, в октябре 1933 года и октябре 1935 года, Карл Янский постепенно приходит к заключению, что источником его новых помех является центральная область нашей галактики. Причём наибольший отклик получается, когда антенна направлена на центр Млечного Пути.

1937 год. Построен первый радиотелескоп с параболическим зеркалом Гроутом Ребером , радиолюбителем из Уиттона (США, штат Иллинойс). Радиотелескоп располагался в заднем дворе дома родителей Гроута , имел параболическую форму и диаметр антенны около 9 метров. С помощью инструмента Гроут построил карту неба в радиодиапазоне, на которой отчётливо видны центральные области Млечного Пути и яркие радиоисточники Лебедь A (Cyg A) и Кассиопея A (Cas A).

В 1942 было обнаружено радиоизлучение спокойного Солнца, в 1945 - Луны, в 1946 был открыт первый «дискретный» (т. е. малого размера) источник радиоизлучения в созвездии Лебедя. Его физическая природа оставалась неизвестной вплоть до 1954, когда на месте этого радиоисточника наконец удалось увидеть в оптическом диапазоне удалённую Галактику.

В 1951 г. сразу тремя группами радиоастрономов в Нидерландах, США и Австралии была открыта радиолиния водорода 21 см. В том же 1951 г. американские астрономы У. Бааде и Р. Минковский отождествили мощный радиоисточник в созвездии Лебедя с далёкой галактикой (радиогалактика Лебедь А). Вскоре были отождествлены радиоисточники с галактиками NGC 4486 (Дева А), NGC 5128 (Кентавр А) и др., началось всестороннее исследование радиогалактик. В 1953 г. обнаружена двойная структура источника в радиогалактике Лебедь А , оказавшаяся типичной для многих внегалактич . радиоисточников.

В 50-е гг. 20 в. интенсивно изучалось радиоизлучение Солнца и были открыты его осн . особенности. Изучалось радиоизлучение планет. Исследование радиоизлучения Луны на различных длинах волн позволило, в частности, установить, что ее поверхность покрыта значит. с лоем пыли; было обнаружено, что поверхность Венеры имеет высокую температуру; изучались физ. условия и на поверхности др. планет, в частности, Марса и Меркурия; была открыта обширная магнитосфера планеты Юпитер.

В конце 50-х - начале 60-х гг. был проведен ряд детальных обзоров неба, что позволило обнаружить значительное число дискретных радиоисточников. Отметим Кембриджские (Великобритания) обзоры неба и соответствующие каталоги радиоисточников, обзоры, проведенные в Австралии (MSH и PKS) и США (обзор Нац . радиоастрономич . обсерватории NRAO, Калифорнийского технологич . института - CT, Огайского университета - O и др.).

В 1965 г. было сделано одно из фундаментальных открытий - обнаружено реликтовое радиоизлучение. Это радиоизлучение свидетельствует, что в прошлом расширяющаяся Вселенная была плотной, имела очень высокую темп-ру вещества, находившегося в равновесии с излучением (см. Модель горячей Вселенной).

В 1967 были обнаружены пульсары - источники пульсирующего радиоизлучения. Первоначально их приняли за сигнал от внеземных цивилизаций, однако последующие исследования показали, что они представляют собой быстровращающиеся нейтронные звезды. Была установлена связь пульсаров с остатками взрывов сверхновых звезд.

Что мы узнали с помощью радиотелескопов . Если бы «радионебо » можно было видеть так же, как мы видим в ясную ночь звездное небо, нам представилась бы картина, существенно отличающаяся от той, к-рая наблюдается в световых лучах. Мы увидели бы более широкую (в 2-3 раза) яркую полосу вдоль Млечного Пути со значительным увеличением яркости в галактическом центре (в оптическом излучении центр Галактики нельзя видеть из-за сильного поглощения света межзвездной пылью). Все небо было бы усеяно «радиозвездами» и протяженными туманностями различной яркости. При сопоставлении вида неба в световых и радиолучах мы обратили бы внимание на странное, на первый взгляд, несоответствие: на месте многих оптически ярких звезд не было бы видно даже слабых «радиозвезд», в то время как некоторые оптически слабые объекты, невидимые невооруженным глазом, в радиолучах были бы очень яркими. При помощи сильного оптического телескопа на месте некоторых ярких «радиозвезд» мы увидели бы далекие туманности и слабые звездобразные объекты - галактики и квазары. Самым ярким объектом «радионеба » остается Солнце (из-за близости к нам). Однако мощность его радиоизлучения в миллионы раз меньше оптического. Это сравнение показывает, насколько слабо, вообще говоря, радиоизлучение космоса и почему его интенсивное исследование стало возможным лишь после создания гигантских высокочувствительных радиотелескопов.

Второй по потоку радиоизлучения источником - туманность в созвездии Кассиопеи (радиоисточник Кассиопея А) - остаток вспышки сверхновой звезды. Но уже следующий по наблюдаемому потоку излучения объектом является радиоисточник в созвездии Лебедя, отождествляемый с далекой (расстояние ок . 200 Мпк ) слабой (16-й звездной величины) туманностью (радиогалактика Лебедь А). Абсолютное большинство наиболее мощных радиоисточников на «радионебе » - внегалактические объекты (радиогалактики и квазары).

Как в книге И.С.Шкловского «Вселенная, жизнь, разум», исследование экзопланет в радиодиапазоне могло бы помочь в поиске технически развитых цивилизаций. Известно, например, что планета Земля, если её наблюдать из космоса в радиотелескоп, является самым ярким объектом Солнечной системы в радиодиапазоне (в отдельные периоды даже ярче Солнца) благодаря вещанию многочисленных радиостанций и телепередатчиков. Однако высокий фон радиоизлучения от планеты, находящейся в зоне обитаемости, является хотя и достаточным, но не не необходимым признаком технически развитой цивилизации – возможно, по мере развития техники будут открыты способы связи и технологии СМИ, не связанные с рассеянием радиоизлучения.

Основные современные радиообсерватории . Крупнейший из современных наземных радиотелескопов - РАТАН-600 (сокращение от РАдиоТелескоп Академии Наук) - радиотелескоп диаметром около 600 метров, располагающийся недалеко от станицы Зеленчукская на Северном Кавказе на высоте 970 метров над уровнем моря. Принадлежит САО РАН. Телескоп состоит из 895 прямоугольных отражающих элементов размером 11,4 на 2 метра, расположенных по кругу с диаметром 576 метров. Круг разделён на 4 сектора по сторонам света. Отражающие элементы каждого сектора выставляются по параболе, образуя отражающую и фокусирующую полосу антенны. В фокусе такой полосы располагается специальный облучатель.

РАТАН-600

Пущинская радиоастрономическая обсерватория АКЦ ФИАН - старейшее научное учреждение России, занимающееся радиоастрономией. Основана 11 апреля 1956 года на базе постоянно действовавших c 1948 года в Крыму экспедиций. В 1990 году она вошла в состав Астрокосмического центра ФИАН, а в 1996 году была переименована в обсерваторию и получила современное название. Среди оборудования:

· RT-22 - старейший телескоп в обсерватории и один из старейших в России. Создавался с 1951 по 1959 гг.

· ДКР-1000 (DCR-1000) - Диапазонный Крестообразный Радиотелескоп 1000-метровый - радиотелескоп меридианного типа с незаполненной апертурой - состоит из двух антенн Север-Юг и Восток-Запад, расположенных в форме креста. Антенна Север-Юг была разрушена «охотниками за цветным металлом» в конце 90-х годов XX в. и с тех пор не восстановлена.

· БСА (BSA) - Большая сканирующая антенна - радиотелескоп меридианного типа с заполненной апертурой - представляет собой решетку из 16384 волновых диполей размером 187·384 м соответственно в направлении Восток-Запад и Север-Юг. Изначально рабочая частота была 102,5 МГц ± 1,5 МГц, но после того как этот диапазон был отдан для радиовещания пришлось переделать телескоп для работы на частоте 109-113 МГц.

Центр космической связи в Евпатории

Ещё один радиоастрономический центр в России - главный центр испытаний и управления космическими средствами Космического командования - подведомство ВВКО Минобороны РФ, располагается недалеко от г. Евпатория (Крым). Территория центра разделена на 3 площадки. По сути дела является обсерваторией. Создан в 1960 году. Техническую основу Центра составлял космический радиотехнический комплекс «Плутон», оснащённый уникальными антеннами АДУ-1000, которые не имеют мировых аналогов. 27 сентября 1960 года центр принят госкомиссией. 12 февраля 1961 года Центр дальней космической связи приступил к управлению полётом первой в мире автоматической межпланетной станции «Венера-1». В 1965 году были осуществлены запуски аппаратов «Венера-2» и «Венера-3». Со временем был запущен целый ряд космических аппаратов серий «Эхо», «Венера», «Марс», с помощью которых отрабатывались вопросы динамики полётов и посадки на планеты Солнечной системы, изучение атмосферы планет, передачи информации. В мае-июле 1999 года, августе-сентябре 2001 года, июле 2003 года и октябре 2008 года при помощи РТ-70 были отправлены послания внеземным цивилизациям.

Калязинская радиообсерватория

Медвежьи Озёра

Также в России действуют Центр космической связи ОКБ МЭИ «Медвежьи озера » (ЦКС ОКБ МЭИ) - основан в 1958 году на 26-м километре Щёлковского шоссе, в деревне Долгое Лёдово , в 15 км восточнее Москвы; и Калязинская радиоастрономическая обсерватория (КРАО) Астрокосмического центра ФИАН - радиоастрономическая обсерватория, введена в строй в 1992 году, располагается вблизи города Калязин Тверской области. Основным нструментом их обоих является радиотелескоп ТНА-1500, известный также как РТ-64 (цифры в названии означают: 64 – диаметр антенны 64 метра, 1500 – величина собирающей площади 1500 квадратных метров. Минимальная рабочая длина волны - 1 см. Первый радиотелескоп этого типа вступил в строй в 1979 году.

Из зарубежных радиообсерваторий наиболее известны американские обсерватории Аресибо и Гринбэнк .

Аресибо - астрономическая обсерватория, расположенная в Пуэрто-Рико , в 15 км от города Аресибо , на высоте 497 м над уровнем моря. Интересен тем, что его антенна расположена в кратере потухшего вулкана. Официальное открытие обсерватории Аресибо состоялось 1 ноября 1963 года. Среди открытий, сделанных в обсерватории, следует отметить:

· 7 апреля 1964 года Гордон Петтенгилл и Р. Дайс уточнили сидерический период вращения Меркурия с 88 дней до 59.

· В 1968 году, измерение периодичности пульсара в Крабовидной туманности (33 мс), и аналогичные измерения для подобных объектов, которые позволили подтвердить существование нейтронных звёзд.

· В 1974 году Рассел Халс и Джозеф Тейлор обнаружили первый двойной пульсар PSR B1913+16, (за это они были удостоены Нобелевской премии по физике в 1993 году).

· В 1982 году обнаружен первый «миллисекундный» пульсар PSR J1937+21, (Don Backer , Shri Kulkarni и другие). Частота вращения этого объекта - 642 раза в секунду (он до 2005 года был самым быстровращающимся из обнаруженных пульсаров).

· В 1990 году Александр Вольшчан обнаружил пульсар PSR 1257+12, у которого, при дальнейшем его изучении, были открыты первые планеты за пределами Солнечной системы.

· В 1994 году в приполярных областях Меркурия обнаружены поверхности, сходные по радиоотражающим свойствам с водяным льдом.

Обсерватория в Аресибо

Общественности обсерватория в Аресибо известна по нескольким голливудским фильмам. Гигантская антенна радиотелескопа обсерватории фигурировала, например, в фильме «Золотой глаз» из эпопеи про Джеймса Бонда и фильме «Контакт», снятому по одноимённому роману Карла Сагана.

С 1999 года информация с этого радиотелескопа поступает для обработки проектом SETI@home , посредством подключённых к Интернету компьютеров добровольцев.

Обсерватория Грин-Бэнк

Радиотелескоп Грин-Бэнк (англ. Green Bank Telescope ) - параболический радиотелескоп Национальной радиоастрономической обсерватории, расположенный в Грин-Бэнк , штат Западная Вирджиния , США. Вступил в строй в августе 2000 года. Грин-Бэнк - крупнейший в мире полноповоротный параболический радиотелескоп по состоянию на сентябрь 2009 года. Зеркало имеет размеры по осям 100-110 м. Этот радиотелескоп может быть направлен в любую точку на небе с точностью, превосходящей одну тысячную градуса. Минимальная рабочая длина волны 6 мм.

Вопросы и задания:

1. Что изучает радиоастрономия?

2. Как устроен радиотелескоп?

3. Как определяется разрешающая способность радиотелескопов?

4. Что такое радиоинтерферометрия ?

5. В чём преимущества и недостатки радиотелескопов по сравнению с обычными оптическими телескопами?

6. Кто был основателем радиоастрономии?

7. В чём особенность длины волны 21 см?

8. Какие основные открытия были сделаны с помощью радиотелескопов? Что такое пульсары, квазары, радиогалактики?

9. Как с помощью радиоастрономии можно обнаружить технически развитые внеземные цивилизации? Почему их пока не удалость обнаружить таким способом?

10. Назовите основные радиоастрономические обсерватории России и США. Каковы отличительные черты каждой из них?

11. Сравните между собой свойства крупнейшего российского радиотелескопа РАТАН-600 и крупнейшего американского радиотелескопа Грин-Бэнк

→

Радиотелескоп является разновидностью телескопа и применяется для исследования электромагнитного излучения объектов. Он позволяет изучать электромагнитное излучение астрономических объектов в диапазоне несущих частот от десятков МГц до десятков ГГц. С помощью радиотелескопа ученые могут принять собственное радиоизлучения объекта и, основываясь на полученных данных, исследовать его характеристики, такие как: координаты источников, пространственная структура, интенсивность излучения, а также спектр и поляризация.

Впервые радиокосмическое излучение было обнаружено в 1931 году Карлом Янским, американским радиоинженером. Изучая атмосферные радиопомехи, Янский обнаружил постоянный радиошум. На тот момент ученый точно не мог объяснить его происхождение и отождествил его источник с Млечным путем, а именно с его центральной частью, где находится центр галактики. Только в начале 1940-х работы Янского были продолжены и поспособствовали в дальнейшем развитию радиоастрономии.

Радиотелескоп состоит из антенной системы, радиометра и регистрирующей аппаратуры. Радиометр – это приемное устройство, с помощью которого измеряют мощность излучения малой интенсивности в диапазоне радиоволн (длины волн от 0,1 мм до 1000 м). Другими словами радиотелескоп занимает наиболее низкочастотное положение по сравнению с другими приборами, с помощью которых исследуется электромагнитное излучение (например, инфракрасный телескоп, рентгеновский телескоп и т. д.).

Антенна представляет собой устройство для сбора радиоизлучения небесных объектов. Соновными характеристиками любой антенны являются: чувствительность (то есть минимально возможный сигнал для обнаружения), а также угловое разрешение (то есть способность разделить излучения от нескольких радиоисточников, которые расположены близко друг к другу).

Очень важно, чтобы радиотелескоп обладал высокой чувствительностью и хорошей разрешающей способностью, так как именно это дает возможность наблюдать меньшие пространственные детали исследуемых объектов. Минимальная плотность потока DР, которая регистрируется, определяется соотношением:
DP=P/(S \sqrt(Dft))
где Р - мощность собственных шумов радиотелескопа, S - эффективная площадь антенны, Df - полоса частот, которые принимаются, t - время накопления сигнала.

Антенны, используемые в радиотелескопах, можно разделить на несколько основных типов (классификация производится в зависимости от диапазона длин волн и назначения):
Антенны полной апертуры: параболические антенны (используются для наблюдения на коротких волнах; установлены на поворотных устройствах), радиотелескоп со сферическими зеркалами (диапазон волн до 3-см, неподвижная антенна; перемещение в пространстве луча антенны осуществляется облучением разных частей зеркала), радиотелескоп Крауса (длина волн 10 см; неподвижное вертикально расположенное сферическое зеркало, на которое направлено излучение источника с помощью плоского зеркала, установленного под определенным углом), перископические антенны (небольшие размеры по вертикали и большие в горизонтальном направлении);
Антенны с незаполненной апертурой (два типа в зависимости от способа воспроизведения изображения: последовательный синтез, апертурный синтез – см. ниже). Простейший инструмент данного типа – простой радиоинтерферометр (связанные между собой системы из двух радиотелескопов для одновременного наблюдения за радиоисточником: обладает большей разрешающей способностью, пример: Интерферометр с апертурным синтезом в Кембридже, Англия, длина волны 21 см). Другие типы антенн: крест (крест Миллса с последовательным синтезом в Молонго, Австралия, длина волны 73,5 см), кольцо (инструмент типа последовательного синтеза в Калгуре, Австралия, длина волны 375 см), составной интерферометр (интерферометр с апертурным синтезом во Флерсе, Австралия, длина волны 21).

Самыми точными в работе являются полноповоротные параболические антенны. В случае их применения чувствительность телескопа усиливается за счет того, что такую антенну можно направить в любую точку неба, накапливая сигнал от радиоисточника. Подобный телескоп выделяет сигналы космических источников на фоне разнообразных шумов. Зеркало отражает радиоволны, которые фокусируются и улавливаются облучателем. Облучатель представляет из себя полуволновое диполе, принимающее излучение заданной длины волны. Основная проблема использования радиотелескопов с параболическими зеркалами состоит в том, что при повороте зеркало деформируется под действием сил тяжести. Именно из-за этого в случае увеличения диаметра свыше примерно 150 м увеличиваются отклонения при измерениях. Тем не менее, существуют очень крупные радиотелескопы, которые успешно работают много лет.

Иногда, для более успешных наблюдений, используют несколько радиотелескопов, установленных на определенном расстоянии друг от друга. Такая система называется радиоинтерферометром (см. выше). Принцип его действия состоит в измерении и записи колебаний электромагнитного поля, которые порождаются отдельными лучами на поверхности зеркала или другой точке, через которую проходит тот же луч. После этого записи складываются с учетом фазового сдвига.

Если решетку антенн сделать не сплошной, а разнесенной на достаточно большое расстояние, то получится зеркало большого диаметра. Такая система работает по принципу «синтеза апертуры». В этом случае разрешение определяется расстоянием между антеннами, а не их диаметром. Таким образом, данная система позволяет не строить огромные антенны, а обойтись, как минимум, тремя, расположенными с определенными промежутками. Одной из самых известных систем подобного рода является VLA (Very Large Array). Этот массив расположен в США, штате Нью-Мексико. «Очень большая решетка» была создана в 1981 году. Система состоит из 27 полноповоротных параболических антенн, которые расположены вдоль двух линий, образующих букву “V”. Диаметр каждой антенны достигает 25 метров. Каждая антенна может занимать одну из 72 позиций, передвигаясь по рельсовым путям. VLA по чувствительности соответствует антенне диаметром 136 километров и по угловому разрешению превосходит лучшие оптические системы. Неслучайно именно VLA использовалась при поиске воды на Меркурии, радио-корон вокруг звезд и других явлений.

По своей конструкции радиотелескопы чаще всего открыты. Хотя в некоторых случаях для того, чтобы защитить зеркало от погодных явлений (температурных изменений и ветровых нагрузок), телескоп помещают внутрь купола: сплошного (Хайстекская обсерватория, 37-м радиотелескоп) или с раздвижным окном (11-м радиотелескоп на Китт-Пик, США).

В настоящее время перспективы использования радиотелескопов заключаются в том, что они позволяют наладить связь между антеннами, находящимися в разных странах и даже на разных континентах. Подобные системы называются радиоинтерферометрами со сверхдлинной базой (РСДБ). Сеть из 18 телескопов была использована в 2004 году для наблюдения за посадкой аппарата «Гюйгенс» на Титан, спутник Сатурна. Ведется проектирование системы ALMA, состоящей из 64 антенн. Перспектива на будущее – запуск антенн интерферометра в космос.

Современный радиотелескоп является весьма сложным устройством, состоящим в основном из следующих глав­ных элементов: антенны, системы перемещения антенны в вертикальной и горизонтальной плоскостях, приемно­го устройства, устройства предварительной обработки принятого сигнала, устройства управления антенной. Планетный радиолокатор в дополнение к вышеупомя­нутым элементам имеет еще передающее и модуляци­онное устройства, а также систему синхронизации.

Планетные радиолокаторы с отключенными передат­чиками обычно используются в качестве радиотелеско­пов для наблюдения радиоизлучения планет и других небесных тел. При этом приемное устройство радиоло­катора либо переключается из режима узкополосного приема в режим широкополосного приема, либо на те­лескопе устанавливается специальный радиоастрономи­ческий приемник - радиометр.

Рассмотрим основные устройства радиотелескопов и планетных радиолокаторов (рис. 5).

Антенны. Одним из наиболее сложных устройств со­временного радиотелескопа и планетного радиолокато­ра является антенная система. Антенна собирает анер­гию радиоизлучения от небесного источника и передает ее приемному устройству. Чем больше линейные раз­меры антенны, тем большая величина энергии радио­излучения собирается антенной. С ростом линейных размеров антенны сужается ее диаграмма направлен­ности, т. е. уменьшается угол, в пределах которого ан­тенна эффективно принимает радиоизлучение. А тем самым увеличивается разрешающая способность антен­ны по углу и возрастает ее коэффициент усиления. Поэтому радиоастрономы стремятся создавать для ис­следования источников радиоизлучения, имеющих ма­лые угловые размеры, антенны возможно больших раз­меров.

Радиоастрономические антенны можно разделить по аналогии с оптическими телескопами на две группы - радиорефлекторы (одиночные антенны) и радиорефрак­торы (многоэлементные антенны). В радиорефлекторах поток радиоизлучения собирается и фокусируется «зер­кальной» системой. Сфокусированный сигнал поступа­ет на облучатель и через фидерный тракт, соединяю­щий антенну с приемным устройством, передается в приемное устройство. В радиорефракторах поток радио­излучения принимается отдельными антеннами и скла­дывается затем в фидерном тракте.

В радиоастрономии применяются следующие типы рефлекторных антенн: параболические, сферические, рупорные, перископические, переменного профиля. К рефракторным антеннам относятся различные типы интерферометрических систем, синфазные антенны, фа­зируемые решетки и крестообразные антенны. Основ­ные характеристики антенн некоторых советских и за­рубежных телескопов приведены в табл. 2.

Параболические антенны. Наиболее широкое приме­нение среди рефлекторных антенн нашли параболиче­ские. Эти антенны имеют свой аналог в оптике - про­жектор с параболическим отражателем, в котором свет от «точечного» источника превращается в параллель­ный пучок. В параболической антенне процесс идет в обратном направлении - параллельный поток радиоизлучения фокусируется зеркалом в фокусе параболоида, где он принимается облучателем.

Параболические антенны, используемые в радиоаст­рономии, имеют внушительные размеры (рис. 6 и 7). Самый большой на Земле полноповоротный пара­болический радиотелескоп имеет зеркало диаметром 100 м. Его антенна поворачивается на 360° по азимуту и 90° по углу места. Вес антенного сооружения состав­ляет 3200 т.

Параболические антенны могут работать только в ограниченном диапазоне длин волн: выполнить парабо­лическую поверхность абсолютно точно невозможно, вследствие чего неровности поверхности параболоида при работе на очень коротких длинах волн начинают ухудшать фокусирующие свойства антенны. Это приво­дит, в свою очередь, к ухудшению эффективности ан­тенны, т. е. как бы уменьшению площади раскрыва ан­тенны, собирающей поток радиоизлучения. А так как с ростом длины волны расширяется диаграмма направ­ленности антенны и на некоторой длине волны данную антенну становится уже нецелесообразно использовать для наблюдений (так как при этом уменьшается ее ко­эффициент усиления), то радиоастрономы для более длинноволновых измерений используют другие типы антенн.

Однако даже в одинаковых конструкциях параболи­ческих антенн минимальная длина волны, на которой еще эффективно работает антенна, может быть разной. Это зависит от тщательности изготовления поверхности зеркала и от деформаций зеркала при изменении его ориентации в пространстве, а также от действия теп­ловых и ветровых нагрузок. Так, например, зеркало диаметром 22 м антенны РТ-22 Крымской астрофи­зической обсерватории по своему исполнению более точное, чем зеркало антенны аналогичных размеров в Пущино (Физический институт АН СССР).

Параболические антенны, работающие в миллимет­ровом диапазоне длин волн, имеют диаметр, не пре­вышающий 25 м. Антенны больших размеров эффектив­но работают в сантиметровом диапазоне. Антенна РТ-22 Крымской астрофизической обсерватории может эффек­тивно работать на длинах волн не короче 4 мм. Антен­на Национальной радиоастрономической обсерватории США с диаметром 11 м, установленная на горе Китт-Пик, работает с предельной длиной волны 1,2 мм. Для уменьшения температурных деформаций зеркала антен­на этого радиотелескопа в нерабочем состоянии нахо­дится под куполом диаметром 30 м (во время измере­ний купол частично раскрывается).

Сферические антенны. На земном шаре существует всего несколько (радиоастрономических антенн, имею­щих сферическое зеркало. Эти антенны получили также название «земляные чаши», так как сферический отра­жатель в них находится на поверхности Земли, а сме­щение диаграммы направленности антенны производит­ся за счет перемещения облучателя. Самая большая антенна такого типа (с диаметром раскрыва 305 м) находится на о. Пуэрто-Рико в Южной Америке (об­серватория Аресибо).

Антенны со сферическими зеркалами менее эффек­тивно фокусируют электромагнитное излучение, чем па­раболические антенны, но обладают тем преимуществом, что могут осуществлять обзор (сканирование) не­ба в пределах большего телесного угла (без поворота самого зеркала, а только за счет смещения отражателя из фокуса зеркала). Так антенна в Аресибо позволяет смещать диаграмму направленности в пределах 20° от­носительно зенита в любом направлении. Ее зеркало состоит из металлических щитов, которыми выстлано дно потухшего вулкана. На трех гигантских опорах на­тянуты тросы, по которым движется специальная ка­ретка с установленными на ней облучателями и другой радиотехнической аппаратурой (см. первую страницу обложки). Антенна может эффективно работать до длины волны не короче 10 см (на этой волне ее диаграмма направленности имеет ширину 1,5′). Ан­тенна в Аресибо до реконструкции имела сферическую поверхность из металлической сетки и могла эффектив­но работать только в длинноволновом участке децимет­рового диапазона (лямбда>50 см). Аресибская антенна так­же используется в качестве антенны планетного радио­локатора, работающего на длине волны 12,5 см и име­ющего среднюю мощность 450 кВт.

В Бюраканской астрофизической обсерватории ра­ботает самая коротковолновая сферическая антенна с неподвижным зеркалом, диаметр которого равен 5 м. Антенна является прообразом будущей, проектируемой для Бюраканской обсерватории 200-метровой чаши, ко­торая по расчетам будет иметь предельную длину вол­ны 3 см.

Рупорные антенны. В отличие от зеркальных (сфе­рических и параболических) рупорные антенны состоят из одного облучателя. Радиоастрономических антенн такого типа «а Земле немного. Благодаря тому что их характеристики можно точно рассчитать, эти антенны используются для прецизионных измерений потоков радиоизлучения некоторых источников, которые радио­астрономами принимаются за эталонные. С помощью рупорной антенны был точно измерен поток радиоизлу­чения источника Кассиопея А и открыто реликтовое ра­диоизлучение. Туманность Кассиопея А является одним из самых мощных источников радиоизлучения и широко используется радиоастрономами для калибровок антенн в качестве эталонного источника.

Перископические антенны. В радиоастрономии на­шли широкое применение и перископические антенны, преимуществом которых является то, что при относи­тельно больших размерах они обладают довольно хо­рошей эффективностью. Антенны подобного типа состо­ят из трех элементов: плоского зеркала, которое пово­рачивается по углу места; фокусирующего главного зер­кала (в виде сферического или параболического ци­линдра) и облучателя.

Сферическое или ‘параболическое зеркало фокуси­рует поток радиоизлучения в горизонтальной и верти­кальной плоскостях. Так как линейные размеры таких антенн в горизонтальном направлении существенно больше, чем в вертикальном, то и ширина диаграммы направленности антенн в горизонтальной плоскости су­щественно меньше ширины диаграммы, чем в верти­кальной плоскости. Самая коротковолновая перископи­ческая антенна сооружена в обсерватории Горьковского радиофизического института. Она эффективно работает до длин волн 1 мм. На длине волны 4 мм ширина диаграммы направленности этой антенны составляет 45″ в горизонтальной плоскости и 8’ в вертикальной плоскости.

Антенны переменного профиля. Вблизи станицы Зе­ленчукской Ставропольского края начал работать ра­диотелескоп РАТАН-600 (рис. 8). Схема его антенной системы напоминает схему перископической антенны. Однако в отличие от последней главное зеркало этой антенны в вертикальной плоскости плоское. Несмотря на гигантские размеры (диаметр главного зеркала 588 м), эта антенна может эффективно работать до длины волны 8 мм.

Рассмотрим теперь различные типы рефракторных антенн, которые эффективно используются «а метро­вых волнах.

Синфазные антенны. Эти антенны состоят из отдель­ных полуволновых облучателей (диполей), которые со­ставляют полотно, имеющее п облучателей в одном на­правлении и m облучателей в ортогональном направле­нии. Расстояние между облучателем в обоих ортого­нальных направлениях равно половине длины волны. С помощью антенны подобного типа, состоящей из 64 диполей, была проведена первая радиолокация Лу­ны на длине волны 2,5 м.

В синфазных антеннах суммирование сигналов от отдельных облучателей производится в фидерном трак­те. Причем вначале суммируются сигналы от облуча­телей, расположенных в одном ряду, а затем уже про­изводится суммирование по этажам (или наоборот). Чем больше число облучателей в ряду, тем уже диаг­рамма направленности антенны в плоскости, проходя­щей вдоль ряда этих диполей. Синфазные антенны узкополосны, т. е. практически они могут работать только на одной длине волны.

Антенна Центра дальней космической связи СССР, состоящая из 8 параболических антенн, расположенных по 4 в ряд (рис. 9), имеет почти в 8 раз больший ко­эффициент усиления, чем коэффициент усиления от­дельной параболической антенны. Эта сложная антен­на построена по принципу синфазной антенной ре­шетки.

Крестообразные антенны. Дальнейшим развитием антенн подобного типа явились крестообразные антен­ны. В них используется не пХт облучателей, как в синфазных антеннах, а п + т облучателей. В этих ан­теннах п облучателей располагается в одном направле­нии, а т облучателей в направлении, перпендикуляр­ном к нему. Путем соответствующего фазирования по высокой частоте такая антенна имеет диаграмму на­правленности (в вышеуказанных плоскостях), подоб­ную диаграмме антенны, состоящей из пХт облучате­лей. Однако коэффициент усиления такой крестообраз­ной антенны меньше, чем у соответствующих синфаз­ных антенн (состоящих из пХт облучателей). Часто такие антенны называют антеннами с незаполненной апертурой (раскрывом). (В синфазных антеннах, или антеннах с заполненной апертурой (пХт облучателей), для изменения направления диаграммы направленно­сти в пространстве необходимо поворачивать плоскость расположения облучателей путем поворота подвижно­го основания.)

В фазируемых решетках и антеннах с незаполнен­ной апертурой обычно изменение направления диаграм­мы направленности в одной из плоскостей осуществ­ляется за счет изменения фазовых соотношений в фи­дерном тракте, а в другой плоскости - за счет меха­нического поворота антенной системы.

Крупнейшей антенной крестообразного типа в де­каметровом диапазоне является антенна радиотелеско­па УТР-2 Харьковского института радиотехники и элек­троники (рис. 10). Эта антенная система состоит из 2040 широкополосных неподвижных облучателей, рас­положенных параллельно земной поверхности и обра­зующих два плеча - «север-юг» и «запад-восток».

Интерферометры. Особое место среди антенных си­стем занимают антенные интерферометры. Простейший радиоинтерферометр состоит из двух антенн, соединен­ных высокочастотным кабелем; сигналы от них сумми­руются и поступают на приемное устройство. Как и в оптическом интерферометре, разность фаз принятых сигналов определяется разностью хода лучей, которая зависит от расстояния между антеннами и направления прихода радиосигналов (рис. 11).

Из-за движения источника радиоизлучения по не­бесной сфере как раз и происходит изменение разности фаз сигналов, принятых антеннами радиоинтерферомет­ра. Это приводит к появлению максимумов и миниму­мов интерференционных сигналов. Перемещение источ­ника радиоизлучения на некоторый угол, при котором максимум интерференционного сигнала в радиоинтер­ферометре сменит минимум, эквивалентен ширине его диаграммы направленности. Однако в отличие от оди­ночных антенн радиоинтерферометр имеет многолепест­ковую диаграмму направленности в плоскости, прохо­дящей вдоль базы интерферометра. Ширина интерфе­ренционного лепестка тем уже, чем больше расстояние (база) между антеннами. (В плоскости, ортогональной базе интерферометра, диаграмма направленности опре­деляется размерами одиночной антенны этого интерфе­рометра.)

В настоящее время создание высокостабильных ге­нераторов частоты позволило реализовать радиоинтер­ферометрию с независимым приемом. В этой системе высокочастотные сигналы принимаются каждой из двух антенн и независимо друг от друга преобразуются в более низкие частоты с помощью сигналов от высоко­стабильных атомных стандартов частоты.

Интерферометры с независимым приемом в настоя­щее время работают с базами, превышающими размер континента и достигающими 10 000 км. Угловое раз­решение таких интерферометров достигло нескольких десятитысячных долей секунды дуги.

Приемники. Одной из основных характеристик ра­диотелескопа и планетного радиолокатора является чувствительность - минимальная мощность принятого сигнала, которую может зарегистрировать радиотеле­скоп или радиолокатор. Чувствительность зависит от параметров приемного устройства, параметров антенн и характеристик окружающего антенну пространства. В радиоастрономии принимаются настолько слабые сигналы радиоизлучения, что для того чтобы зарегистрировать эти сигналы, их приходится усиливать во много раз; при этом и полезные сигналы и помехи име­ют шумовой характер. Это осложняет их разделение в приемном устройстве.

Приемные устройства радиотелескопов - радиомет­ры, имея высокую чувствительность, также обладают высокой стабильностью своих характеристик. Так как чувствительность приемника главным образом опреде­ляется характеристика-ми его высокочастотной части, то поэтому входным узлам радиометра уделяют повышен­ное внимание. Для снижения уровня шумов приемника в его входных устройствах используются «малошумя-щие» высокочастотные усилители на лампах бегущей волны или туннельных диодах, а также применяются параметрические или квантовые парамагнитные усили­тели. Для получения еще более высокой чувствительно­сти приемника его высокочастотные узлы охлаждают до сверхнизких температур (в качестве хладоагентов используют жидкий азот или жидкий гелий). Система охлаждения, использующая жидкий гелий, позволяет получить температуру высокочастотных узлов прием­ника 5-10° К..

Радиоастрономические приемники для обеспечения высокой чувствительности должны иметь полосы про­пускания в сотни мегагерц или даже несколько тысяч мегагерц. Однако приемники со столь широкими поло­сами пригодны не для всех исследований. Так, измере­ние в радиодиапазоне спектров поглощения некоторых газов, находящихся в атмосферах Земли и планет (во­дяного пара, кислорода, озона и т. д.), требует мак­симальных полос пропускания порядка 50 МГц. Чувст­вительность такого приемника будет относительно не­высокой. Поэтому в таких измерениях необходимую чувствительность получают за счет увеличения времени накопления сигнала на выходе радиометра.

Допустимое время накопления сигнала определяет­ся схемой измерения и временем наличия сигналов ра­диоизлучения исследуемого небесного тела в поле зре­ния антенны радиотелескопа. При малых временах на­копления (интегрирования), исчисляемых секундами или десятками секунд, оно обычно осуществляется на элементах выходных фильтров радиометра. При боль­ших временах накопления функции интегратора выпол­няет ЭВМ.

Все вышеописанные методы позволяют понизить уровень собственных шумов в сотни и тысячи раз. При этом радиометр может измерять интенсивность радио­излучения, соответствующую шумовой температуре 0,003-0,01°К (при времени накопления 1 с). Однако собственными шумами обладает не только приемное устройство, но и антенно-фидерная система, шумы ко­торой зависят от многих параметров: температуры, ко­эффициента полезного действия антенны, потерь элек­тромагнитной энергии в фидерном тракте и т. д.

В радиоастрономии интенсивность шумовых сигна­лов принято характеризовать шумовой температурой. Этот параметр определяется мощностью шумов в поло­се пропускания, равной 1 Гц. Чем выше к. п. д. антенны, тем ниже ее шумовая температура, а следовательно, тем выше может быть получена чувствительность ра­диотелескопа.

Помехи радиоприему. Повышение чувствительности радиотелескопов ограничивается внешними помехами естественного происхождения. Искусственные помехи в значительной степени уменьшены за счет выбора спе­циально для радиоастрономических исследований ча­стотных диапазонов, в которых запрещена работа на­земных и космических радиостанций и радиосистем лю­бого назначения. Для уменьшения влияния индустри­альных помех радиотелескопы располагают вдали от промышленных центров, преимущественно в котлова­нах гор, так как последние хорошо экранируют радио­телескопы от наземных индустриальных помех.

Естественными помехами являются радиоизлучения земной поверхности и атмосферы, а также самого кос­мического пространства. Для снижения влияния фоно­вого радиоизлучения Земли на показания радиометра антенну радиотелескопа конструируют таким образом, чтобы ее диаграмма направленности в направлении к поверхности Земли имела значительное ослабление по сравнению с направлением на исследуемое небесное тело.

Благодаря наличию в земной атмосфере газов, име­ющих линии молекулярного поглощения в радиодиапа­зоне (кислород, водяной пар, озон, угарный газ и т. д.), атмосфера излучает шумовые сигналы в миллиметро­вом и сантиметровом диапазонах и также ослабляет в этих диапазонах принимаемое радиоизлучение небесных тел. Интенсивность радиоизлучения атмосферы су­щественно зависит от длины волны - сильно возраста­ет с уменьшением длины волны. Радиоизлучение атмос­феры особенно сильно вблизи резонансных линий упо­мянутых газов (наиболее интенсивными линиями яв­ляются линии кислорода и водяного пара вблизи длин волн 1,63; 2,5; 5 и 13,5 мм).

Для уменьшения влияния атмосферы радиоастроно­мы выбирают для наблюдений небесных тел участки радиодиапазона вдали от резонансных линий. Эти уча­стки, в которых атмосферные шумы минимальны, по­лучили название «окон прозрачности» атмосферы. В миллиметровом диапазоне такими «окнами» являют­ся участки вблизи длин волн 1,2; 2,1; 3,2 и 8,6 мм. Чем в более коротковолновом диапазоне находится «окно прозрачности», тем большее в нем ослабление радио­сигнала от исследуемого источника и выше уровень шумов атмосферы. (Радиоизлучение атмосферы сильно возрастает с ростом влажности. Основная масса водя­ного пара находится в приземном слое атмосферы на высотах до 2-3 км.)

Для уменьшения влияния атмосферы на радиоаст­рономические измерения радиотелескопы стараются размещать в районах с очень сухим климатом и на больших высотах над уровнем моря. Таким образом, требования к размещению радиотелескопов во многом оказываются схожими с требованиями размещения оп­тических телескопов. Поэтому часто в высокогорных обсерваториях вместе с радиотелескопами размещают­ся и оптические телескопы.

На результаты наблюдения космического радиоиз­лучения оказывает также влияние влага, сконцентри­рованная в облаках и выпадающая в виде осадков. Шумы атмосферы за счет этих компонент существенно возрастают с уменьшением длины волны (на волнах короче 3-5 см). Поэтому радиоастрономы стараются провести измерения в безоблачную погоду.

Кроме радиоизлучения атмосферы и поверхности Земли, фактором, ограничивающим чувствительность радиотелескопа, является космическое излучение Га­лактики и Метагалактики. В дециметровом, сантимет­ровом и миллиметровом диапазонах длин волн Мета­галактика излучает подобно абсолютно черному телу, нагретому до температуры 2,7° К. Это излучение распределено в пространстве изотропно. Интенсивность же из­лучения межзвездной среды в Галактике зависит от на­правления наблюдения (особенно велика интенсивность излучения в направлении Млечного Пути). Излучение галактического происхождения возрастает также с уве­личением длины волны на волнах более 30 см. Поэто­му наблюдение радиоизлучения небесных тел на вол­нах длиннее 50 см является весьма сложной задачей, которая усугубляется также возрастающим влиянием земной ионосферы на волнах метрового диапазона.

Передатчики. Для измерений характеристик отра­жения планет средняя мощность передатчиков планет­ных радиолокаторов должна составлять сотни киловатт. В настоящее время создано всего несколько таких ра­диолокаторов.

Передатчики планетных радиолокаторов работают либо без модуляции, либо попользуют какой-либо вид модуляции. Выбор режима излучения передатчика за­висит от задач исследований. Так, измерение эффектив­ной площади рассеяния и «доплеровокого» спектра сиг­нала, отраженного от планеты, не требует модуляции и обычно проводится при монохроматическом излучае­мом сигнале. В то же время измерение дальности до планеты и радиолокационное картографирование тре­буют модулированного сигнала.

Импульсная модуляция передатчика (применяемая при исследовании Луны) не может обеспечить большую среднюю мощность излучения, и поэтому она практи­чески не используется при планетных исследованиях. Методы частотной и фазовой модуляции применяются почти во всех передатчиках крупнейших планетных радиолокаторов. Так, планетный радиолокатор центра дальней космической связи СССР для измерения даль­ности использует метод линейной частотной модуляции, а планетный радиолокатор Массачусетского технологи­ческого института - метод «псевдошумовой фазовой ма­нипуляции».

Передатчики планетных радиолокаторов должны иметь весьма высокую стабильность частоты излучения (относительная нестабильность передатчика должна быть порядка 10 -9). Поэтому они строятся по схеме: стабилизированный маломощный генератор + усилитель мощности.

Основные характеристики передатчиков, используе­мых в зарубежных планетных радиолокаторах, а также отдельные характеристики этих радиолокаторов приве­дены в табл. 3 (см. с. 38).

Устройства наведения антенн и обработки принятых сигналов. Современный радиотелескоп немыслим без ЭВМ. Обычно в нем применяются даже две ЭВМ. Од­на из них работает в контуре наведения и сопровожде­ния исследуемого источника излучения. Она выраба­тывает сигналы, пропорциональные текущему азимуту и углу места источника, которые затем поступают в блоки управления приводами антенны. Эта же ЭВМ также контролирует правильность исполнения привода­ми антенн управляющих команд., анализируя сигналы с датчиков углов поворота этих приводов.

Антенные системы радиотелескопов могут изменять положение диаграммы направленности как в одной, так и в двух плоскостях. Обычно изменение положения диаграммы направленности антенн производится пу­тем механического перемещения антенны или облуча­теля в соответствующей плоскости. (Исключение со­ставляют антенны типа фазируемых решеток, в кото­рых изменение направления приема радиоизлучения осуществляется путем изменения фазовых соотношений в фидерном тракте.)

Антенны с одной степенью свободы обычно устанав­ливаются вдоль меридиана и изменяют свое положение по углу места, а измерение радиоизлучения источника производится во время прохождения его через геогра­фический меридиан, на котором расположен радиотеле­скоп. По такому принципу работает большое количест­во радиотелескопов. Полноповоротными антеннами обычно являются антенны зеркального типа.

Кроме обычно принятой азимуто-угломестной систе­мы наведения, в некоторых радиотелескопах использует­ся экваториальная система, в которой антенна радио­телескопа может поворачиваться относительно оси, па­раллельной оси вращения Земли (вдоль параллели), а также и в ортогональной плоскости. Такая система наведения антенны требует более простых алгоритмор для управления положением диаграммы направленно­сти в пространстве.

Системы управления антенной, кроме наведения и сопровождения выбранного источника, позволяют про­водить обзор (сканирование) неба в некоторой окрест­ности вокруг источника. Такой режим используется при измерении распределения интенсивности радиоизлуче­ния по диску планеты.

Вторая ЭВМ на современных радиотелескопах ис­пользуется для первичной обработки результатов изме­рений. Входным сигналом для этой ЭВМ являются те­кущие координаты и значения напряжений на выходе радиометра, пропорциональные интенсивности радиоиз­лучения исследуемого и калибровочных источников. По этим данным ЭВМ рассчитывает распределение ин­тенсивности радиоизлучения в зависимости от коорди­нат, т. е. строит карту радиояркостных температур ис­следуемого источника.

Для калибровки интенсивности принятых сигналов используется сопоставление радиоизлучения от иссле­дуемого источника с некоторыми эталонами, которые могут быть как первичными, так и вторичными. Метод первичного эталонирования, так называемый метод «искусственной луны», был разработан советским уче­ным В. С. Троицким. В данном методе измерения пер­вичным эталоном является радиоизлучение поглощаю­щего диска, установленного перед антенной радиотеле­скопа. С помощью метода «искусственной луны» в Горь­ковском радиофизическом институте был проведен большой цикл прецизионных измерений радиоизлуче­ния Луны и других источников.

В качестве вторичных эталонов обычно используют­ся сигналы радиоизлучения некоторых дискретных источников (например, радиоисточников в созвездиях Кассиопея, Лебедь, Дева, Телец, а также некоторых квазаров). Иногда в качестве вторичного эталона ис­пользуется радиоизлучение Юпитера.

Основное назначение телескопов - собрать как можно больше излучения от небесного тела. Это позволяет видеть неяркие объекты. Во вторую очередь телескопы служат для рассматривания объектов под большим углом или, как говорят, для увеличения. Разрешение мелких деталей – третье предназначение телескопов. Количество собираемого ими света и доступное разрешение деталей сильно зависит от площади главной детали телескопа - его объектива. Объективы бывают зеркальными и линзовыми.

Линзовые телескопы.

Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Мы это называем настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями - аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Давно держащий первенство среди линзовых телескопов - телескоп Йеркской обсерватории с объективом 102 сантиметра диаметром.

Зеркальные телескопы.

У простых зеркальных телескопов, телескопов-рефлекторов, объектив - это сферическое зеркало, которое собирает световые лучи и отражает их с помощью дополнительного зеркала в сторону окуляра - линзы, в фокусе которой строится изображение. Рефлекс – это отражение. Зеркальные телескопы не грешат хроматической аберрацией, так как свет в объективе не преломляется. Зато у рефлекторов сильнее выражена сферическая аберрация, которая, кстати говоря, сильно ограничивает поле зрения телескопа. В зеркальных телескопах так же используются сложные конструкции, поверхности зеркал, отличные от сферических и прочее.

Зеркальные телескопы изготавливать легче и дешевле. Именно поэтому их производство в последние десятилетия бурно развивается, в то время как новых крупных линзовых телескопов уже очень давно не делают. Самый большой зеркальный телескоп имеет сложный объектив из нескольких зеркал, эквивалентный целому зеркалу диаметром 11 метров. Самый большой монолитный зеркальный объектив имеет размер чуть больше 8-ми метров. Самым большим оптическим телескопом России является 6-ти метровый зеркальный телескоп БТА (Большой Телескоп Азимутальный). Телескоп долгое время был наикрупнейшим в мире.

Характеристики телескопов.

Увеличение телескопа. Увеличение телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра. Если, скажем, фокусное расстояние объектива два метра, а окуляра – 5 см, то увеличение такого телескопа будет 40 крат. Если поменять окуляр, можно изменить и увеличение. Так астрономы и поступают, ведь не менять же, в самом деле, огромный объектив?!

Выходной зрачок. Изображение, которое строит для глаза окуляр, может в общем случае быть как больше глазного зрачка, так и меньше. Если изображение больше, то часть света в глаз не попадет, тем самым, телескоп будет использоваться не на все 100%. Это изображение называют выходным зрачком и рассчитывают по формуле: p=D:W, где p – выходной зрачок, D – диаметр объектива, а W – увеличение телескопа с данным окуляром. Если принять размер глазного зрачка равным 5 мм, то легко рассчитать минимальное увеличение, которое разумно использовать с данным объективом телескопа. Получим этот предел для объектива в 15 см: 30 крат.

Разрешение телескопов

В виду того что, свет – это волна, а волнам свойственно не только преломление, но и дифракция, никакой даже самый совершенный телескоп не дает изображение точечной звезды в виде точки. Идеальное изображение звезды выглядит в виде диска с несколькими концентрическими (с общим центром) кольцами, которые называют дифракционными. Размером дифракционного диска и ограничивается разрешение телескопа. Все, что закрывает собою этот диск, в данный телескоп никак не увидишь. Угловой размер дифракционного диска в секундах дуги для данного телескопа определяется из простого соотношения: r=14/D, где диаметр D объектива измеряется в сантиметрах. Упомянутый чуть выше пятнадцатисантиметровый телескоп имеет предельное разрешение чуть меньше секунды. Из формулы следует, что разрешение телескопа всецело зависит от диаметра его объектива. Вот еще одна причина строительства как можно более грандиозных телескопов.

Относительное отверстие. Отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию называется относительным отверстием. Этот параметр определяет светосилу телескопа, т. е., грубо говоря, его способность отображать объекты яркими. Объективы с относительным отверстием 1:2 – 1:6 называют светосильными. Их используют для фотографирования слабых по яркости объектов, таких, как туманности.

Телескоп без глаза.

Одной из самых ненадежных деталей телескопа всегда был глаз наблюдателя. У каждого человека - свой глаз, со своими особенностями. Один глаз видит больше, другой - меньше. Каждый глаз по-разному видит цвета. Глаз человека и его память не способны сохранить всю картину, предлагаемую для созерцания телескопом. Поэтому, как только стало возможным, астрономы стали заменять глаз приборами. Если подсоиденить вместо окуляра фотоаппарат, то изображение, получаемое объективом можно запечатлеть на фотопластине или фотопленке. Фотопластина способна накапливать световое излучение, и в этом ее неоспоримое и важное преимущество перед человеческим глазом. Фотографии с большой выдержкой способны отобразить несравненно больше, чем под силу рассмотреть человеку в тот же самый телескоп. Ну и конечно, фотография останется как документ, к которому неоднократно можно будет в последствии обратиться. Еще более современным средством являются ПЗС - камеры с полярно-зарядовой связью. Это светочувствительные микросхемы, которые подменяют собой фотопластину и передают накапливаемую информацию на ЭВМ, после чего могут делать новый снимок. Спектры звезд и других объектов исследуются с помощью присоединенных к телескопу спектрографов и спектрометров. Ни один глаз не способен так четко различать цвета и измерять расстояния между линиями в спектре, как это с легкостью делают названные приборы, которые еще и сохранят изображение спектра и его характеристики для последующих исследований. Наконец, ни один человек не сможет посмотреть одним глазом в два телескопа одновременно. Современные системы из двух и более телескопов, объединенных одной ЭВМ и разнесенных, порой на расстояния в десятки метров, позволяют добиться потрясающе высоких разрешений. Такие системы называют интерферометрами. Пример системы из 4-х телескопов - VLT. Целых четыре вида телескопов мы объединили в один подраздел неслучайно. Земная атмосфера пропускает соответствующие длины электромагнитных волн неохотно, поэтому телескопы для изучения неба в этих диапазонах стремятся вынести в космос. Именно с развитием космонавтики напрямую связано развитие ультрафиолетовой, рентгеновской, гамма и инфракрасной отраслей астрономии.

Радиотелескопы.

В качестве объектива радиотелескопа чаще всего выступает металлическая чаша параболоидной формы. Собранный ею сигнал принимается антенной, находящейся в фокусе объектива. Антенна связана с ЭВМ, которая обычно и обрабатывает всю информацию, строя изображения в условных цветах. Радиотелескоп, как и радиоприемник, способен одновременно принимать только какую-то длину волны. В книге Б. А. Воронцова-Вельяминова «Очерки о Вселенной» есть очень интересная иллюстрация, напрямую связанная с предметом нашего разговора. В одной обсерватории гостям предлагали подойти к столу и взять с него листок бумаги. Человек брал листок и на обороте читал примерно следующее: «Взяв этот листок бумаги, Вы затратили больше энергии, чем приняли все радиотелескопы мира за все время существования радиоастрономии». Если Вы ознакомились с этим разделом (а следовало бы), то Вы, должно быть, помните, что радиоволны обладают самыми большими длинами волн среди всех видов электромагнитного излучения. Это означает, что соответствующие радиоволнам фотоны переносят совсем немного энергии. Чтобы собрать приемлемое количество информации о светилах в радиолучах, астрономы строят огромные по размерам телескопы. Сотни метров – вот тот не столь уже удивительный рубеж для диаметров объективов, который достигнут современной наукой. К счастью, в мире все взаимосвязано. Строительство гигантских радиотелескопов не сопровождается теми же сложностями в обработке поверхности объектива, которые неизбежны при строительстве оптических телескопов. Допустимые погрешности поверхности пропорциональны длине волны, поэтому, порою, металлические чаши радиотелескопов представляют собой не гладкую поверхность, а попросту решетку, и на качестве приема это никак не сказывается. Большая длина волны также позволяет строить грандиозные системы интерферометров. Порой, в таких проектах участвуют телескопы разных континентов. В проектах есть интерферометры космических масштабов. Если они осуществятся, радиоастрономия достигнет невиданных пределов в разрешении небесных объектов. Кроме сбора излучаемой небесными телами энергии, радиотелескопам доступно «подсвечивание» поверхности тел Солнечной системы радиолучами. Сигнал, посланный, скажем с Земли на Луну, отразится от поверхности нашего спутника и будет принят тем же телескопом, что и посылал сигнал. Этот метод исследований называется радиолокацией. С помощью радиолокации можно многое узнать. Впервые астрономы узнали о том, что Меркурий вращается вокруг своей оси именно таким способом. Расстояние до объектов, скорость их движения и вращения, их рельеф, некоторые данные о химическом составе поверхности – вот те немаловажные сведения, которые по силам выяснить радиолокационными методами. Самый грандиозный пример таких исследований – полное картографирование поверхности Венеры, проведенное АМС «Магеллан» на стыке 80-х и 90-х годов. Как Вы, может быть, знаете, эта планета прячет от человеческого глаза свою поверхность за плотной атмосферой. Радиоволны же беспрепятственно проходят сквозь облака. Теперь мы знаем о рельефе Венеры лучше, чем о рельефе Земли (!), ведь на Земле покрывало океанов мешает проводить изучение большей части твердой поверхности нашей планеты. Увы, скорость распространения радиоволн велика, но не безгранична. К тому же, с удаленностью радиотелескопа от объекта возрастает рассеивание посланного и отраженного сигнала. На дистанции Юпитер-Земля сигнал принять уже сложно. Радиолокация – по астрономическим меркам, оружие ближнего боя.