Radioteleskop

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 8. prosince 2021; kontroly vyžadují 9 úprav .

Radioteleskop  je astronomický přístroj pro příjem rádiové emise z nebeských objektů (ve Sluneční soustavě , Galaxii a Metagalaxii ) a studium jejich charakteristik, jako jsou: souřadnice , prostorová struktura, intenzita záření , spektrum a polarizace [1] .

Z hlediska frekvenčního rozsahu zaujímá radioteleskop výchozí pozici mezi astronomickými přístroji pro studium elektromagnetického záření ( tepelné , viditelné , ultrafialové , rentgenové a gama dalekohledy mají vyšší frekvenci ).

Radioteleskopy jsou zpravidla umístěny daleko od hlavních sídel , aby se minimalizovalo elektromagnetické rušení vysílanými rozhlasovými stanicemi, televizí , radarem a jinými emitujícími zařízeními. Umístění rádiové observatoře v údolí nebo nížině ji ještě lépe chrání před vlivem technogenního elektromagnetického šumu.

Zařízení

Radioteleskop se skládá ze dvou hlavních prvků: anténního zařízení a velmi citlivého přijímacího zařízení  - radiometru . Radiometr zesiluje rádiové vyzařování přijímané anténou a převádí je do formy vhodné pro registraci a zpracování [2] .

Konstrukce antén radioteleskopů jsou velmi různorodé, vzhledem k velmi širokému rozsahu vlnových délek používaných v radioastronomii (od 0,1 mm do 1000 m). Antény radioteleskopů, které přijímají vlny mm, cm, dm a metrové, jsou nejčastěji parabolické reflektory , podobné zrcadlům běžných optických reflektorů. V ohnisku paraboloidu je instalován ozařovač  - zařízení sbírající rádiové vyzařování, které je na něj směrováno zrcadlem. Ozařovač předává přijatou energii na vstup radiometru a po zesílení a detekci je signál zaznamenán na pásku samozáznamového elektrického měřicího zařízení [3] . Na moderních radioteleskopech je analogový signál z výstupu radiometru převeden na digitální a zaznamenán na pevný disk ve formě jednoho nebo několika souborů.

Pro kalibraci získaných měření (uvedení na absolutní hodnoty hustoty toku záření ) je na vstup radiometru místo antény připojen šumový generátor známého výkonu [4] :535 .

V závislosti na konstrukci antény a pozorovací technice lze radioteleskop buď předem namířit na daný bod nebeské sféry (kterým pozorovaný objekt projde díky denní rotaci Země), nebo pracovat v režim sledování objektu.

Pro nasměrování antén do studované oblasti oblohy se obvykle instalují na azimutové držáky , které zajišťují rotaci v azimutu a výšce (antény s plnou rotací). Existují také antény, které umožňují pouze omezené rotace, a dokonce zcela stacionární. Směr příjmu u antén posledně uvedeného typu (obvykle velmi velkých) je dosažen pohybem zdrojů, které vnímají rádiové vyzařování odražené od antény .

Jak to funguje

Princip činnosti radioteleskopu je více podobný fotometru než optickému dalekohledu. Radioteleskop neumí sestavit obraz přímo, pouze měří energii záření přicházející ze směru, kterým se dalekohled „kouká“. Aby tedy radioteleskop získal obraz rozšířeného zdroje, musí změřit jeho jas v každém bodě.

V důsledku difrakce rádiových vln aperturou dalekohledu dochází k měření směru k bodovému zdroji s určitou chybou, která je dána vzorem antény a představuje zásadní omezení pro rozlišení přístroje:

,

kde  je vlnová délka a  průměr otvoru. Vysoké rozlišení umožňuje pozorovat jemnější prostorové detaily studovaných objektů. Chcete-li zlepšit rozlišení, buď snižte vlnovou délku, nebo zvyšte clonu. Použití krátkých vlnových délek však zvyšuje požadavky na kvalitu zrcadlového povrchu (viz Rayleighovo kritérium ). Obvykle proto jdou cestou zvětšování clony. Zvýšení clony také umožňuje zlepšit další důležitou charakteristiku – citlivost. Radioteleskop musí mít vysokou citlivost, aby spolehlivě detekoval ty nejslabší možné zdroje. Citlivost je určena úrovní kolísání hustoty toku :

,

kde  je výkon vlastního šumu radioteleskopu,  je efektivní plocha [5] antény,  je frekvenční pásmo a  je doba akumulace signálu. Pro zvýšení citlivosti radioteleskopů se zvětšuje jejich sběrná plocha a používají se nízkošumové přijímače a zesilovače na bázi maserů, parametrických zesilovačů a tak dále.

Rádiové interferometry

Kromě zvětšení clony existuje ještě jeden způsob, jak zvýšit rozlišení (nebo zúžit vyzařovací diagram). Pokud vezmeme dvě antény umístěné ve vzdálenosti (základně) od sebe, pak signál ze zdroje do jedné z nich přijde o něco dříve než do druhé. Pokud jsou pak signály ze dvou antén rušeny , pak z výsledného signálu pomocí speciálního matematického redukčního postupu bude možné obnovit informaci o zdroji s efektivním rozlišením . Tento postup zmenšení se nazývá syntéza apertury . Rušení lze provádět jak v hardwaru, přivedením signálu přes kabely a vlnovody do společného směšovače, tak na počítači se signály, které byly předtím digitalizovány časovými značkami a uloženy na nosiči. Moderní technické prostředky umožnily vytvořit systém VLBI , který zahrnuje dalekohledy umístěné na různých kontinentech a vzdálené od sebe několik tisíc kilometrů.

Rané radioteleskopy

Začátek - Karl Jánský

Historie radioteleskopů sahá až do roku 1931 s experimenty Karla Janského na testovacím místě Bell Telephone Labs . Aby studoval směr příchodu bleskového šumu, postavil vertikálně polarizovanou jednosměrnou anténu, jako je Bruceovo plátno. Rozměry konstrukce byly 30,5 m na délku a 3,7 m na výšku. Práce probíhaly na vlně 14,6 m (20,5 MHz). Anténa byla připojena k citlivému přijímači, na jehož výstupu byl záznamník s velkou časovou konstantou [6] .

V prosinci 1932 již Jansky informoval o prvních výsledcích získaných s jeho nastavením [7] . Článek informoval o objevu „...nepřetržitého syčení neznámého původu“ , které „...je obtížné odlišit od syčení způsobeného zvuky samotného zařízení. Směr příchodu syčícího rušení se během dne postupně mění a za 24 hodin udělá úplnou revoluci . Ve svých dalších dvou dílech, v říjnu 1933 a říjnu 1935, postupně došel k závěru, že zdrojem jeho nového rušení je centrální oblast naší galaxie [8] , přičemž největší odezvy se dosáhne, když je anténa nasměrována do střed Mléčné dráhy [9] .

Jansky poznal, že pokroky v radioastronomii by vyžadovaly větší, ostřejší antény, které by se daly snadno orientovat v různých směrech. Sám navrhl návrh parabolické antény se zrcadlem o průměru 30,5 m pro provoz na metrových vlnách. Jeho návrh však nezískal podporu v USA [6] .

Rebirth - Grout Reber

V roce 1937 se o práci Janského začal zajímat Grout Reber , radiotechnik z Wetonu ( USA , Illinois ), který na dvorku domu svých rodičů navrhl anténu s parabolickým reflektorem o průměru 9,5 m . Tato anténa měla poledníková hora, to znamená, že byla řízena pouze úhlovými místy a změny polohy laloku diagramu v rektascenzi bylo dosaženo v důsledku rotace Země . Reberova anténa byla menší než Janského, ale pracovala na kratších vlnových délkách a její vyzařovací diagram byl mnohem ostřejší. Paprsek antény Reber měl při polovičním výkonu kónický tvar o šířce 12°, zatímco svazek antény Jánského měl v nejužším úseku vějířovitý tvar o šířce 30° při polovičním výkonu [6] .

Na jaře 1939 Reber objevil na vlnové délce 1,87 m (160 MHz) záření se znatelnou koncentrací v rovině Galaxie a publikoval některé výsledky [10] [11] .

Reber se zdokonalením svého vybavení [13] pustil do systematického průzkumu oblohy a v roce 1944 publikoval první rádiové mapy oblohy na vlnové délce 1,87 m [12] . Mapy jasně ukazují centrální oblasti Mléčné dráhy a jasné rádiové zdroje v souhvězdí Střelce , Labutě A , Cassiopeia A , Velkého psa a Puppis . Reberovy mapy jsou docela dobré i ve srovnání s moderními mapami metrových vlnových délek [6] .

Po 2. světové válce došlo v oblasti radioastronomie k významným technologickým vylepšením vědců v Evropě , Austrálii a Spojených státech . Tak začal rozkvět radioastronomie , který vedl k vývoji milimetrových a submilimetrových vlnových délek, které umožnily dosáhnout mnohem vyšších rozlišení.

Klasifikace radioteleskopů

Široká škála vlnových délek , různé objekty výzkumu v radioastronomii , rychlé tempo vývoje radiové fyziky a konstrukce radioteleskopů, velké množství nezávislých týmů radioastronomů vedly k široké škále typů radioteleskopů. Nejpřirozenější je klasifikovat radioteleskopy podle charakteru vyplnění jejich otvoru a podle způsobů fázování mikrovlnného pole ( reflektory , refraktory, nezávislý záznam polí) [14] .

Antény s plněnou aperturou

Antény tohoto typu (viz parabolická anténa ) jsou podobné zrcadlům optických dalekohledů a jejich použití je nejjednodušší a nejznámější. Antény s plněnou aperturou jednoduše sbírají signál z pozorovaného objektu a zaostřují jej na přijímač. Zaznamenaný signál již nese vědecké informace a není třeba jej syntetizovat . Nevýhodou takových antén je nízké rozlišení. Antény s plněnou aperturou lze rozdělit do několika tříd podle tvaru povrchu a způsobu montáže.

Paraboloidy revoluce

Téměř všechny antény tohoto typu jsou namontovány na držáky Alt-azimuth a jsou plně otočné. Jejich hlavní výhodou je, že takové radioteleskopy, stejně jako optické, mohou být zaměřeny na objekt a navádět jej. Pozorování lze tedy provádět kdykoli, když je studovaný objekt nad horizontem. Typičtí představitelé: Radioteleskop Green Bank , RT-70 , Kalyazinsky radioteleskop .

Parabolické válce

Konstrukce antén s plnou rotací je spojena s určitými obtížemi spojenými s obrovskou hmotností takových konstrukcí. Proto se budují pevné a polopohyblivé systémy. Cena a složitost takových dalekohledů roste mnohem pomaleji, jak rostou jejich rozměry. Parabolický válec shromažďuje paprsky nikoli v bodě, ale na přímce rovnoběžné s jeho tvořící přímkou ​​(ohniskovou čárou). Z tohoto důvodu mají dalekohledy tohoto typu asymetrický vyzařovací diagram a různá rozlišení podél různých os. Další nevýhodou takových dalekohledů je, že kvůli omezené pohyblivosti je jim k pozorování k dispozici pouze část oblohy. Zástupci: radioteleskop University of Illinois [15] , indický dalekohled v Ooty [16] .

Antény s plochými reflektory

Pro práci na parabolickém válci je nutné, aby na ohniskové čáře bylo umístěno několik detektorů, jejichž signál se sčítá s ohledem na fáze. Na krátkých vlnách to není snadné kvůli velkým ztrátám v komunikačních linkách. Antény s plochým reflektorem vám umožní vystačit si pouze s jedním přijímačem. Takové antény se skládají ze dvou částí: pohyblivého plochého zrcadla a pevného paraboloidu. Pohyblivé zrcadlo „ukazuje“ na objekt a odráží paprsky na paraboloid. Paraboloid soustřeďuje paprsky do ohniska, kde je umístěn přijímač. Pro pozorování s takovým dalekohledem je k dispozici pouze část oblohy. Zástupci: radioteleskop Kraus [17] , Velký radioteleskop v Nanse [17] .

Zemní mísy

Touha snížit náklady na stavbu přivedla astronomy k myšlence využít přírodní reliéf jako zrcadlo dalekohledu. Představitelem tohoto typu byl 304metrový radioteleskop Arecibo . Nachází se v jímce , jejíž dno je vydlážděno hliníkovými plechy ve tvaru kulovitého tvaru. přijímač na speciálních podpěrách je zavěšen nad zrcadlem. Nevýhodou tohoto nástroje je, že má k dispozici oblast oblohy do 20° od zenitu.

Anténní pole (běžné antény)

Takový dalekohled se skládá z mnoha elementárních zdrojů (dipólů nebo spirál) umístěných ve vzdálenosti menší, než je vlnová délka. Přesným řízením fáze každého prvku je možné dosáhnout vysokého rozlišení a efektivní plochy. Nevýhodou takových antén je, že jsou vyráběny pro přesně definovanou vlnovou délku. Zástupci: radioteleskop BSA v Pushchino .

Antény s prázdnou aperturou

Nejdůležitější pro účely astronomie jsou dvě charakteristiky radioteleskopů: rozlišení a citlivost. V tomto případě je citlivost úměrná ploše antény a rozlišení je úměrné maximální velikosti. Nejběžnější kruhové antény tedy dávají nejhorší rozlišení pro stejnou efektivní plochu. Proto se v radioastronomii objevily dalekohledy s malou plochou, ale vysokým rozlišením. Takové antény se nazývají antény s prázdnou aperturou , protože mají „otvory“ v otvoru, které jsou větší než vlnová délka. Chcete-li získat obraz z takových antén, musí být pozorování prováděno v režimu syntézy apertury . Pro syntézu apertury stačí dvě synchronně pracující antény umístěné v určité vzdálenosti, která se nazývá základna . Pro obnovení zdrojového obrazu je potřeba změřit signál na všech možných bázích s nějakým krokem až do maxima [14] .

Pokud existují pouze dvě antény, budete muset provést pozorování, poté změnit základnu, provést pozorování v dalším bodě, znovu změnit základnu a tak dále. Taková syntéza se nazývá sekvenční . Na tomto principu pracuje klasický rádiový interferometr . Nevýhodou sekvenční syntézy je, že je časově náročná a nemůže odhalit variabilitu rádiových zdrojů v krátkém čase. Proto se častěji používá paralelní syntéza . Zahrnuje mnoho antén (přijímačů) najednou, které současně provádějí měření pro všechny potřebné základny. Zástupci: "Northern Cross" v Itálii, radioteleskop DKR-1000 v Pushchino .

Velká pole, jako je VLA , se často označují jako sekvenční syntéza. Vzhledem k velkému počtu antén jsou však již přítomny téměř všechny báze a další permutace obvykle nejsou nutné.

radioteleskopy
antény s plněnou aperturou antény s prázdnou aperturou
paralelní syntéza paralelní syntéza sekvenční syntéza systémy s nezávislým
záznamem signálu
reflektory refraktory reflektory refraktory reflektory refraktory
- paraboloidy rotace.
- kulové misky
- Ohio
anténa - Nance anténa 		- in-phase hadry
- cylindry 		- mravenec. "Jetel. list“
- Hornerova anténa
- AMS obs. v zenu. 		- mřížky
- křížky
- kroužek ant. v Kulgour 		- APP
- periskopický interferometr 		- dvouprvkové. interferometr
- Ryle supersyntéza
- VLA systém

Seznam největších radioteleskopů

Umístění Typ antény Velikost Minimální provozní vlnová délka Zahajovací rok
 Rusko ,Zelenčukskaja,RATAN-600 Parabolický reflektorový prstenec, 20 400 m² 576 m 8 mm - 50 cm 1974
 Čína ,RYCHLE Pevný kulový reflektor s pohyblivým posuvem 500 m 3 cm - 1 m 2016
 Portoriko / USA ,Arecibo  Pevný kulový reflektor s pohyblivým posuvem 305 m 3 cm - 1 m 1963
 Spojené státy ,Green Bank Parabolický segment s aktivní plochou 110×100 m 6 mm 2000
 Německo ,Effelsberg Parabolický reflektor s aktivní plochou 100 m 4,5 mm - 74 cm 1972
 Spojené království ,Cheshire Parabolický reflektor s aktivní plochou 76 m od 6 cm 1957
Ukrajina, Jevpatorie , 40. samostatný velitelský a měřicí komplex , RT-70 Parabolický reflektor s aktivní plochou 70 m 6 cm - přijímač a 39 cm - vysílač 1978
 Rusko ,Ussuriysk,Východní centrum pro komunikaci v hlubokém vesmíru,RT-70 Parabolický reflektor s aktivní plochou 70 m 6 cm - přijímač a 39 cm - vysílač 1978
 USA ,Mojave Parabolický reflektor s aktivní plochou 70 m 6 cm 1958
 Austrálie ,Canberra,Deep Space Communications Facility Parabolický reflektor s aktivní plochou 70 m 6 cm 1965
 Rusko ,Kaljazinská radioastronomická observatoř Parabolický reflektor 64 m 1 cm 1992
 Rusko ,Medvědí jezera Parabolický reflektor 64 m 1 cm 1958
 Austrálie ,parky Parabolický reflektor 64 m 6 cm 1963
 Japonsko ,Nobeyama Radio Observatory Parabolický reflektor 45 m 1 mm 1969
 Rusko ,Badary,Sibiřský sluneční radioteleskop Anténní pole 128 × 128 prvků (křížový rádiový interferometr) 622 × 622 m 5,2 cm 1984
 Francie ,Nancy dvouzrcadlový 2 × 40 × 300 m 11 cm 1965
 Indie ,Ooty parabolický válec 500 × 30 m 91 cm 1970
 Itálie ,Medicina, "Severní kříž" "T" dvou parabolických válců 2 × 500 × 30 m 70 cm 1965
 Ukrajina ,Charkov,UTR-2 "T",S-S x Z-E 1860 × 900 m dm (8–33 MHz) 1972

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Radioteleskop // Velká sovětská encyklopedie  : [ve 30 svazcích]  / kap. vyd. A. M. Prochorov . - 3. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie, 1969-1978.
  2. ↑ Kurilchik, 1986 , s. 560.
  3. ↑ P.I.Bakulin, E.V.Kononovič, V.I.Moroz. Kurz obecné astronomie. — M .: Nauka, 1970.
  4. ↑ Radioastronomie  / V. N. Kurilchik // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie  / Redakční rada: R. A. Sunyaev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 533-541. — 783 str. — 70 000 výtisků.
  5. ↑ Efektivní plocha antény souvisí s jejím ziskem a vlnovou délkou: . Poměr mezi efektivní a geometrickou plochou antény závisí na jejích konstrukčních vlastnostech. Větší antény, ceteris paribus, mají také větší účinnou plochu, což spolu se zlepšením jejího rozlišení umožňuje zvýšit citlivost.
  6. ↑ 1 2 3 4 John D. Kraus. Radioastronomie. - M .: Sovětský rozhlas, 1973.
  7. ↑ Jansky KG Directional Studies of Atmospherics at High Frequencies. — Proc. IRE, 1932. - T. 20 . - S. 1920-1932 .
  8. ↑ Jansky KG Elektrické poruchy zjevně mimozemského původu. — Proc. IRE, 1933. - T. 21 . - S. 1387-1398 .
  9. ↑ Jansky KG Poznámka ke zdroji mezihvězdné interference. — Proc. IRE, 1935. - T. 23 . - S. 1158-1163 .
  10. ↑ Reber G. Kosmická statika. — Astrophys. J., červen 1940. - T. 91 . - S. 621-624 .
  11. ↑ Reber G. Kosmická statika. — Proc. IRE, únor 1940. - svazek 28 . - S. 68-70 .
  12. ↑ 1 2 Reber G. Kosmická statika. — Astrophys. J., listopad 1944. - T. 100 . - S. 279-287 .
  13. ↑ Reber G. Kosmická statika. — Proc. IRE, srpen 1942. - svazek 30 . - S. 367-378 .
  14. ↑ 1 2 N. A. Esepkina, D. V. Korolkov, Yu. N. Parijskij. Radioteleskopy a radiometry. — M .: Nauka, 1973.
  15. ↑ Radioteleskop University of Illinois. . Získáno 14. prosince 2010. Archivováno z originálu 17. října 2010.
  16. ↑ Dalekohled v Ooty . Datum přístupu: 14. prosince 2010. Archivováno z originálu 9. května 2010.
  17. ↑ 1 2 L. M. Gindilis „SETI: The Search for Extraterrestrial Intelligence“ . Datum přístupu: 14. prosince 2010. Archivováno z originálu 2. prosince 2013.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 radioastronomie
Základní pojmy
radioteleskopy
s jednou clonou
Interferometry
Navrženo /
ve výstavbě
Prostor
Osobnosti
související témata
Kategorie:Radioastronomie
 Dalekohled
Typ
namontovat
jiný