Радиоастрономия

VI Международный конкурс научно-исследовательских и творческих работ учащихся
Старт в науке

Радиоастрономия

Чумоватова А.А. 1
1МОУ Гимназия № 1
Таперо Т.Ю. 1
1МОУ Гимназия № 1
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
Текст работы размещён без изображений и формул.
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF

Введение

Теоретические основы космонавтики были заложены И. Ньютоном, Л. Эйлером и Ж.Л. Лагранжом. И так столетиями учёные придумывали, проектировали и создавали макеты летательных аппаратов для изучения космоса. К 21-ому веку человечество побывало на Луне, запустило множество космических спутников. Зародились новые ответвления астрономии, такие как астрофизика, гамма-астрономия, рентгеновская астрономия, радиоастрономия, космохимия, космология и т.д. Меня очень привлекла отрасль радиоастрономии. Давайте вместе разберёмся чем занимается эта наука.

Радиоастрономия – раздел астрономии, изучающий космические объекты путем анализа приходящего от них радиоизлучения. Объектами излучения являются практически все космические тела и их комплексы, а также вещество и поля, заполняющие космическое пространство. Радиоизлучением сопровождаются такие явления, как взаимодействие турбулентных потоков газа и ударные волны в межзвездной среде, быстрое вращение нейтронных звезд с сильным магнитным полем, «взрывные» процессы в ядрах галактик и квазаров, солнечные вспышки и др. Приходящие к Земле радиосигналы естественных объектов имеют характер шумов. Эти сигналы принимаются и усиливаются с помощью специальной электронной техники, а затем регистрируются в аналоговом или цифровом виде. Часто радиоастрономическая техника оказывается более чувствительной и дальнодействующей, чем оптическая.

История развития

С момента появления телескопа в 1609 году более трёхсот лет исследователи пользовались приборами, действующими лишь в видимой части электромагнитного спектра, обрамленной узкими участками ультрафиолетового и инфракрасного излучения [1].

Как и их оптические предшественники, радиотелескопы появились на свет в результате совмещения изобретательности, любопытства и просто везения. Но разница все же имелась. В конце XIX века несколько известных ученых безуспешно пытались поймать космические радиосигналы. Но первая удача много позже выпала на долю рядового инженера, который сначала вовсе и не думал о небесных явлениях.

В 1886 году 29-летний профессор экспериментальной физики Технического института Карлсруэ Генрих Рудольф Герц готовил в затемненной аудитории демонстрацию эксперимента по прохождению импульсного тока через открытый колебательный контур. Закончив сборку, он включил индукционный генератор, чтобы полюбоваться искровым разрядом. Случилось так, что рядом лежало медное незамкнутое кольцо с острием на одном конце и шариком на другом. Сам Герц заметили, что искра одновременно проскочила как в контуре, так и внутри этой щели. В результате Герц пришел к выводу, что экспериментально получил электромагнитные волны, предсказанные в начале 1860-х создателем классической электродинамики Джеймсом Максвеллом. После этого ещё было много попыток поиска радиосигналов из космоса. К началу XX столетия они прекратились [1, 2].

Радиоастрономия как наука родилась в 1931, когда К. Янский из компании «Белл телефон» стал изучать помехи радиосвязи и обнаружил, что они приходят из центральной части Млечного Пути. Для исследования направления прихода грозовых помех он построил вертикально поляризованную однонаправленную антенну типа полотна Брюса. Размеры конструкции составляли 30.5 м в длину и 3.7 м в высоту. 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 [2].

В феврале 1932 г. Янский уже сообщал о первых результатах, полученных на своей установке. На рисунке 1 показана запись излучений, полученных Янским 24 февраля 1932 года.

Рис. 1

В статье сообщалось об обнаружении «… постоянного шипения неизвестного происхождения», которое «… трудно отличить от шипения, вызываемого шумами самой аппаратуры. Направление прихода шипящих помех меняется постепенно в течение дня, делая полный оборот за 24 часа». Янский сознавал, что прогресс в радиоастрономии потребует антенн больших размеров с более острыми диаграммами, которые должны быть легко ориентируемы в различных направлениях [2]. Он сам предложил конструкцию параболической антенны с зеркалом 30.5 м в диаметре для работы на метровых волнах. Однако его предложение не получило поддержки в США.

В 1937 году Гроут Ребер, радиоинженер из Уэтона, заинтересовался работой Янского и сконструировал в заднем дворе дома своих родителей антенну с параболическим рефлектором диаметром 9,5 метров (рис. 2). Эта антенна имела меридианную монтировку, то есть была управляема лишь по углу места, а изменение положения лепестка диаграммы по прямому восхождению достигалось за счёт вращения Земли. Антенна Ребера была меньше, чем у Янского, но работала на более коротких волнах, и её диаграмма направленности была значительно острее. У антенны Ребера луч имел коническую форму с шириной 12° по уровню половинной мощности, в то время как у луча антенны Янского была веерообразная форма шириной 30° по уровню половинной мощности в наиболее узком сечении [1].

Весной 1939 года Ребер обнаружил на волне 1,87 м (160 МГц) излучение с заметной концентрацией в плоскости Галактики и опубликовал некоторые результаты.

Рис. 2

Совершенствуя свою аппаратуру, Ребер предпринял систематический обзор неба и в 1944 году опубликовал первые радиокарты небосвода на волне 1,87 м. На картах отчётливо видны центральные области Млечного Пути и яркие радиоисточники в созвездии Стрельца, Лебедь A, Кассиопея A, Большого Пса и Кормы. Карты Ребера достаточно хороши даже по сравнению с современными картами, метровых длин волн [1].

В феврале 1942 Дж. Хей заметил, что в метровом диапазоне Солнце создает помехи радиолокаторам, когда на нем происходят вспышки; радиоизлучение Солнца в сантиметровом диапазоне в 1942–1943 открыл Дж. Саутворт.

Планомерное развитие радиоастрономии началось после Второй мировой войны. В Великобритании были созданы крупная обсерватория Джодрелл-Бэнк (Манчестерский университет) и станция Кавендишской лаборатории (Кембридж). Радиофизическая лаборатория (Сидней) организовала несколько станций в Австралии. Нидерландские радиоастрономы стали изучать облака межзвездного водорода. В СССР были построены радиотелескопы под Серпуховом, в Пулкове, в Крыму.

По сей день радиоастрономия развивается. С помощью радиоволн обнаруживают новые космические объекты, недоступные оптическим устройствам.

Конструкция радиотелескопов

Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: антенного устройства и очень чувствительного приёмного устройства — радиометра [3]. Радиометр усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в форму, удобную для регистрации и обработки (рис. 4).

Конструкции антенн радиотелескопов отличаются большим разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн, используемых в радиоастрономии. Антенны радиотелескопов чаще всего представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных оптических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель — устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. 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.

Рис. 4

Облучатель передаёт принятую энергию на вход радиометра, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора. На современных радиотелескопах аналоговый сигнал с выхода радиометра преобразуется в цифровой и записывается на жёсткий диск в виде одного или нескольких файлов.

Главная характеристика радиотелескопа — его диаграмма направленности. Она показывает чувствительность инструмента к сигналам, приходящим с разных направлений в пространстве [3]. Для «классической» параболической антенны диаграмма направленности состоит из главного лепестка, имеющего вид конуса, ориентированного по оси параболоида, и нескольких гораздо более слабых боковых лепестков. «Зоркость» радиотелескопа, то есть его угловое разрешение, определяется шириной главного лепестка диаграммы направленности. Два источника на небе, которые вместе попадают в раствор этого лепестка, сливаются для радиотелескопа в один. Поэтому ширина диаграммы направленности определяет размер самых мелких деталей радиоисточника, которые еще можно различить по отдельности.

Универсальное для телескопостроения правило гласит, что разрешающая способность антенны определяется отношением длины волны к диаметру зеркала телескопа. Поэтому для увеличения «зоркости» телескоп должен быть побольше, а длина волны — поменьше. Но, как на зло, радиотелескопы работают с самыми длинными волнами электромагнитного спектра. Из-за этого, даже огромные размеры зеркал не позволяют добиться высокой разрешающей способности. Не самый крупный современный оптический телескоп с диаметром зеркала 5 м может различить звезды на расстоянии всего 0,02 угловой секунды. Невооруженным глазом видны детали около одной минуты дуги. А радиотелескоп диаметром 20 м на волне 2 см дает разрешение еще в три раза хуже — около 3 угловых минут. Снимок участка неба, сделанный любительским фотоаппаратом, содержит больше деталей, чем карта радиоизлучения той же области, полученная одиночным радиотелескопом.

Широкая диаграмма направленности ограничивает не только остроту зрения телескопа, но и точность определения координат наблюдаемых объектов. Между тем точные координаты нужны для сопоставления наблюдений объекта в разных диапазонах электромагнитного излучения – это непременное требование современных астрофизических исследований. Поэтому радиоастрономы всегда стремились к созданию как можно более крупных антенн. И, как ни удивительно, радиоастрономия в итоге намного обогнала по разрешению оптическую.

Виды радиотелескопов

Широкий диапазон длин волн, разнообразие объектов исследований в радиоастрономии, быстрые темпы развития радиофизики и радиотелескопостроения, большое число независимых коллективов радиоастрономов привели к большому разнообразию типов радиотелескопов. Наиболее естественно классифицировать радиотелескопы по характеру заполнения их апертуры и по методам фазирования СВЧ поля [1,2].

Антенны с заполненной апертурой

Антенны этого типа похожи на зеркала оптических телескопов и являются наиболее простыми и привычными в использовании. Антенны с заполненной апертурой просто собирают сигнал от наблюдаемого объекта и фокусируют его на приёмнике. Записанный сигнал уже несет в себе научную информацию и не нуждается в синтезе [3].

Рис. 5

Недостатком таких антенн является низкая разрешающая способность. Антенны с заполненной апертурой можно разделить на несколько классов по форме их поверхности и методу монтирования:

Параболоиды вращения. Практически все антенны такого типа устанавливаются на Альт-азимутальных монтировках и являются полноповоротным. Главным их преимуществом является то, что такие радиотелескопы могут, как и оптические, наводиться на объект и вести его. Таким образом, наблюдения могут проводиться в любое время, пока исследуемый объект находится над горизонтом. Типичные представители: Радиотелескоп Грин-Бэнк, РТ-70, калязинский радиотелескоп.

Параболические цилиндры. Строительство полноповоротных антенн сопряжено с определёнными трудностями, связанными с огромной массой таких конструкций. Поэтому строят неподвижные и полуподвижные системы. Стоимость и сложность таких телескопов растет гораздо медленнее с их ростом размеров. Параболический цилиндр собирает лучи не в точке, а на прямой, параллельной его образующей (фокальная линия). Из-за этого телескопы данного типа имеют несимметричную диаграмму направленности и различное разрешение по разным осям. Ещё одним недостатком таких телескопов является то, что ввиду ограниченной подвижности для наблюдения им доступна только часть неба. В мире таких телескопов осталось мало ввиду их невыгодности. Представители: радиотелескоп Иллинойского университета, индийский телескоп в Ути.

Антенны с плоскими отражателями. Для работы на параболическом цилиндре требуется, чтобы на фокальной линии было размещено несколько детекторов, сигнал с которых складывается с учетом фаз. На коротких волнах это сделать непросто из-за больших потерь в линиях связи. Антенны с плоским отражателем позволяют обойтись лишь одним приёмником. Такие антенны состоят из двух частей: подвижного плоского зеркала и неподвижного параболоида. Подвижное зеркало «наводится» на объект и отражает лучи на параболоид. Параболоид концентрирует лучи в точке фокуса, где располагается приёмник. Такому телескопу доступна только часть неба для наблюдений. Представители: радиотелескоп Крауса, Большой радиотелескоп в Нансэ.

Земляные чаши. Стремление удешевить конструкцию привело астрономов к мысли об использовании природного рельефа в качестве зеркала телескопа. Представителем этого типа стал 300-метровый радиотелескоп Аресибо [3]. Он расположен в карстовой воронке, дно которой вымощено алюминиевыми листами в форме сфероида. Приёмник на специальных опорах подвешивается над зеркалом. Недостатком данного инструмента является то, что ему доступна область неба в пределах 20° от зенита.

Рис. 6

Антенные решётки (синфазные антенны). Такой телескоп состоит из множества элементарных облучателей (диполей или спиралей) расположенных на расстоянии меньшем, чем длина волны. Благодаря точному управлению фазой каждого элемента, удается добиться высокой разрешающей способности и эффективной площади. Недостатком таких антенн является то, что они изготавливаются под строго определённую длину волны. Представители: радиотелескоп БСА в Пущино (рис.7).

Рис. 7

Антенны с незаполненной апертурой

Наиболее важными для целей астрономии являются две характеристики радиотелескопов: разрешающая способность и чувствительность. При этом чувствительность пропорциональна площади антенны, а разрешение — максимальному размеру. Таким образом, самые распространенные круглые антенны дают наихудшее разрешение при той же эффективной площади. Поэтому в радиоастрономии появились телескопы с малой площадью, но большой разрешающей способностью. Такие антенны получили название антенн с незаполненной апертурой, так как они имеют «дыры» в апертуре, превосходящие длину волны. Чтобы получить изображение с таких антенн, наблюдения нужно проводить в режиме синтеза апертур. Для апертурного синтеза достаточно двух синхронно работающих антенн, расположенных на некотором расстоянии, которое называют базой. Чтобы восстановить изображение источника, нужно промерить сигнал на всех возможных базах с некоторым шагом вплоть до максимальной.

Если антенны всего две, то придется проводить наблюдение, затем менять базу, проводить наблюдение в следующей точке, опять менять базу и т. д. Такой синтез называется последовательным. По такому принципу работает классический радиоинтерферометр (о них мы поговорим позднее). Недостаток последовательного синтеза состоит в том, что он требует много времени и не может выявить переменность радиоисточников на коротких временах. Поэтому чаще применяется параллельный синтез. В нём участвует сразу много антенн (приёмников), которые одновременно проводят измерения для всех нужных баз. Представители: «Северный крест» в Италии, радиотелескоп ДКР-1000 в Пущино.

Рис. 8

Радиоинтерферометры

Однако можно поступить и по-другому. Вместо того чтобы сводить все лучи в одну точку, мы можем измерить и записать колебания электрического поля, порождаемые каждым из них на поверхности зеркала, а затем «сложить» эти записи в компьютерном устройстве обработки, учтя фазовый сдвиг, соответствующий расстоянию, которое каждой из волн оставалось пройти до воображаемого фокуса антенны. Прибор, действующий по этому принципу, называется интерферометром, в нашем случае — радиоинтерферометром [1-3].

Интерферометры избавляют от необходимости строить огромные цельные антенны. Вместо этого можно расположить рядом друг с другом десятки, сотни и даже тысячи антенн и объединять принятые ими сигналы. Такие телескопы называются синфазными решетками. Однако проблему «зоркости» они все же не решают — для этого нужно сделать еще один шаг.

С ростом размера радиотелескопа его чувствительность растет гораздо быстрее, чем разрешающая способность. Поэтому мы быстро оказываемся в ситуации, когда мощности регистрируемого сигнала более чем достаточно, а углового разрешения катастрофически не хватает. И тогда возникает вопрос: «Зачем нам сплошная решетка антенн? Нельзя ли ее проредить?» Оказалось, что можно! Эта идея получила название «синтеза апертуры», поскольку из нескольких отдельных независимых антенн, размещенных на большой площади, «синтезируется» зеркало гораздо большего диаметра. Разрешение такого «синтетического» инструмента определяется не диаметром отдельных антенн, а расстоянием между ними — базой радиоинтерферометра. Конечно, антенн должно быть по крайней мере три, причем их не следует располагать вдоль одной прямой. В противном случае разрешение радиоинтерферометра получится крайне неоднородным. Высоким оно окажется только в направлении, вдоль которого разнесены антенны. В поперечном же направлении разрешение по-прежнему будет определяться размером отдельных антенн.

По этому пути радиоастрономия стала развиваться еще в 1970-х годах. За это время был создан ряд крупных многоантенных интерферометров. У некоторых из них антенны неподвижны, у других могут перемещаться по поверхности земли, чтобы проводить наблюдения в разных «конфигурациях». Такие интерферометры строят «синтезированные» карты радиоисточников с гораздо более высоким разрешением, чем одиночные радиотелескопы: на сантиметровых волнах оно достигает 1 угловой секунды, а это уже сравнимо с разрешением оптических телескопов при наблюдении сквозь атмосферу Земли.

Радиоинтерферометры с угловым разрешением в тысячные доли секунды дуги «заглянули» в самые внутренние области наиболее мощных «радиомаяков» Вселенной – радиогалактик и квазаров, которые излучают в радиодиапазоне в десятки миллионов раз интенсивнее, чем обычные галактики. Удалось «увидеть», как из ядер галактик и квазаров выбрасываются облака плазмы, измерить скорости их движения, которые оказались близкими к скорости света.

Возможности радиоинтерферометров (рис. 9) значительно больше, чем отдельных радиотелескопов. Так, если база радиоинтерферометра составляет 8000 километров, то он позволяет проводить измерения радиоизлучения с разрешением в 0,0001 угловой секунды. Один радиотелескоп этого интерферометра находится в Крыму, а другой — в Хайситекской обсерватории (США). Под углом в 0, 0001 секунды дуги виден с Земли след космонавта на поверхности Луны!

Рис. 9

Максимальное угловое разрешение оптических телескопов составляет полсекунды дуги. Вот какими зоркими стали современные радиоинтерферометры. Чем больше база радиоинтерферометра, тем больше его разрешение. Радиотелескопы и радиоинтерферометры, установленные на поверхности Земли, работают с серьезными ограничениями. Во-первых, их работе мешает земная атмосфера. Так как она неоднородна, то и отдельные радиолучи проходят через среду с разными характеристиками, и поэтому их фазы колебаний и амплитуды будут отличаться. Говоря научным языком, можно сказать, что они перестают быть строго когерентными. Это изменяет получаемое изображение. Кроме того, атмосфера и ионосфера поглощают радиоволны определенной длины, то есть становятся для этих волн непрозрачными. Имеются и чисто земные ограничения. Это весовые и ветровые ограничения, и индустриальные радиопомехи, и, наконец, огромная «космическая» стоимость антенн таких размеров, которые надо бы иметь.

Раз такие конструкции тяжёлые, так почему бы не вынести их в космос, где не действует земная гравитация! Многие радиоисточники настолько компактны, что даже с помощью интерферометров, находящихся на Земле, невозможно оценить их угловой размер; они воспринимаются как точечные объекты. Поэтому, чтобы различить их внутреннюю структуру, необходимо сделать как можно больше расстояние между отдельными антеннами радиотелескопов, объединенных в радиоинтерферометр. Но, так как Земля имеет конечный размер, ученые обратились к возможности вынести одну из антенн в космос. Самый крупный на сегодня проект космического радиотелескопа был реализован в России — это запуск на орбиту радиотелескопа «Радиоастрон» [3] с десятиметровой раскрывающейся антенной, осуществленный в 2011 г.

Рис. 10

Он установлен на космическом аппарате «Спектр-Р» (изготовлен в НПО им. Лавочкина), и в настоящее время работает на околоземной орбите [4]. Орбита его сильно вытянута, и на самом большом расстоянии от Земли аппарат удаляется от планеты более чем на 300 тысяч километров, что делает любые помехи, исходящие от Земли, несущественными. Этот радиотелескоп в совокупности с наземными антеннами, находящимися в различных странах, работает как интерферометр со сверхдлинной базой. Он может реализовать рекордное угловое разрешение, вплоть до нескольких угловых микросекунд. Для сравнения: 10 мкс – это тот угол, под которым толщина человеческого волоса видна с расстояния 1000 километров.

Перед этим космическим экспериментом поставлены уникальные задачи. Некоторые из них связаны с изучением компактных радиоисточников в самом центре галактик, где находятся сверхмассивные черные дыры, некоторые – с наблюдениями радиоисточников, находящихся поближе, в нашей Галактике, например, наблюдениями радиоизлучающих нейтронных звезд или источников лазерного излучения в областях звездообразования.

Недавно в России начала действовать собственная интерферометрическая сеть «Квазар» из трех 32-метровых антенн, расположенных в Ленинградской области, на Северном Кавказе и в Бурятии.

Заключение

Главная заслуга радиоастрономии заключается в том, что она неизмеримо расширила возможности получения информации о космическом пространстве. Астрономы десятки веков смотрели на мир сквозь узкое окошко видимого света и его ближайшего окружения. Появление радиотелескопов позволило выйти за эти рамки и открыло путь к современной всеволновой астрономии. Радиоастрономия хоть и не очень известная наука, но не стоящая на месте. Она развивается. Возможно, в будущем, с помощью радиотелескопов и радиоинтерферометров мы сможем увидеть дальние уголки Вселенной, не доступные нам в данный момент. Когда-нибудь, с помощью них мы может быть получим сигналы с другой планеты от другой разумной цивилизации.

Список источников

Валентин Цветков Космос. Полная энциклопедия.:М. ЭКСМО. 2008г.

Дубкова С.И. История Астрономии – М. «Белый город», 2002

ru.wikipedia.org/wiki/Радиотелескоп

cosmoss1.blogspot.com/2015/08/...

Просмотров работы: 266