Чи має радіотелескоп випромінювання. Принцип дії та будови оптичного та радіотелескопа методи

Телескоп (від теле. . . і грец. skopeo - дивлюся) Телескоп (від теле. . . і грец. skopeo - дивлюся), астрономічний інструмент для вивчення небесних світил з їхнього електромагнітного випромінювання. Телескопи поділяються на гамма-телескопи, рентгенівські, ультрафіолетові, оптичні, інфрачервоні та радіотелескопи. Існують 3 типи оптичних телескопів: рефрактори (лінзові), рефлектори (дзеркальні) та комбіновані дзеркально-лінзові системи. Перші астрономічні спостереження з допомогою телескопів(оптичного рефрактора) проведено 1609 р. Галілеєм.

Оптичні телескопи АСТРОНОМИ СПОСТЕРЕЖУЮТЬ ЗІРКИ, ПЛАНЕТИ І ІНШІ ОБ'ЄКТИ ВСЕСВІТНОЇ ЗА ДОПОМОГОЮ ТЕЛЕСКОПІВ. ТЕЛЕСКОП - ОСНОВНИЙ РОБОЧИЙ ІНСТРУМЕНТ КОЖНОГО ДОСЛІДНИКА ВСЕСВІТУ. КОЛИ Ж З'ЯВИЛИСЯ ПЕРШІ ТЕЛЕСКОПИ І ЯК ВОНИ БУЛИ ВЛАШЕНІ? У 1609 РОКУ ПРОФЕСОР ПАДУАНСЬКОГО УНІВЕРСИТЕТУ ГАЛІЛЕО ГАЛІЛЕЙ (1564 -1642) ВПЕРШЕ НАПРАВИВ ВИГОТОВЛЕНУ ЇМ САМИМ НЕБІЛЬШУ ГЛЯДУЧУ ТРУБУ НА ЗІР. У ВИВЧЕННІ НЕБЕЗНИХ СВІТЛ ПОЧАЛАСЯ ЕПОХА ТЕЛЕСКОПІЧНОЇ АСТРОНОМІЇ.

Принцип роботи оптичного телескопа заснований на властивостях опуклої лінзи або увігнутого дзеркала, що виконують у телескопі роль об'єктива, збирати у фокус паралельні промені світла, що приходять до нас від різних небесних джерел, і створювати у фокальній площині їх зображення. Астрономнаглядач, що розглядає в окуляр зображення космічного об'єкта, бачить його збільшеним. При цьому під збільшенням телескопа розуміють відношення видимих ​​кутових розмірів об'єкта при спостереженні телескоп і без нього. Збільшення телескопа дорівнює відношенню фокусної відстані до об'єктива фокусної відстані окуляра.

Телескоп Галілео Галілея Але телескоп Галілея мав істотний недолік: У першого телескопа Галілея ... об'єктивом служила плосковипукла у нього було дуже мале поле лінза діаметром 4 см з фокусною відстанню 50 см. Роль окуляра виконувала плоско-увігнута лінза розміром менше. Така комбінація оптичного скла давала триразове збільшення. Потім Галілей сконструював більш досконалий телескоп з об'єктивом 5, 8 см у діаметрі та фокусною відстанню 165 см. Він збільшував зображення Місяця та планет у 33 рази. З його допомогою вчений зробив свої чудові астрономічні відкриття: гір на Місяці, супутників Юпітера, фаз Венери, плям на Сонці та безліч слабких зірок. . . зору, тобто в трубу було видно зовсім крихітний кружечок неба. Тому наводити інструмент на якесь небесне світило, і спостерігати його було зовсім непросто.

Пройшов лише рік від початку телескопічних спостережень, як німецький астроном і математик Йоганн Кеплер (1571 -1630) запропонував свою конструкцію телескопа. Новизна полягала в самій оптичній системі: об'єктив і окуляр були двоопуклими лінзами. В результаті зображення в кеплерівському телескопі Звичайно, так оглядати земні предмети виходило не пряме, незручно, але при астрономічних як у трубі Галілея, а спостереження це зовсім не має перевернутого. жодного значення. Адже у Всесвіті немає абсолютного верху, ні абсолютного низу.

Телескоп Кеплера Виявився НАМНОГО КРАЩЕ ОПТИЧНИХ ПЕРЕВЕНЦІВ ГАЛІЛЕЯ: ВІН МАВ ВЕЛИКИМ ПОЛЕМ ЗОРУ І БУВ ЗРУЧНИЙ В РОБОТІ. ЦІ ВАЖЛИВІ ГІДНОСТІ НОВОГО ІНСТРУМЕНТА ОДНАЧНО ВИЗНАЧИЛИ ЙОГО ДОЛЮ: У ДАЛІ ЛІНЗОВІ ТЕЛЕСКОПИ СТАЛИ КОНСТРУЮВАТИ ВИКЛЮЧНО ЗА СХЕМОМ КЕПЛЕРУ. А ОПТИЧНА СИСТЕМА ГАЛІЛЕЇВСЬКОГО ТЕЛЕСКОПУ ЗБЕРЕГЛАСЯ ЛИШЕ В ПРИСТРІЇ ТЕАТРАЛЬНОГО БІНОКЛЯ.

Таким чином, розрізняють два основних типи телескопів: Лінзові телескопи-рефрактори, у яких промені світла, проходячи через об'єкти, переламуються, і дзеркальні (відбивні) телескопи. ДЗЕРКАЛЬНІ ТЕЛЕСКОПИ З ЧАСОМ СТАЛИ ВИКОРИСТОВУВАТИСЯ ДЛЯ СПОСТЕРЕЖЕНЬ ДУЖЕ ДАЛЕКИХ І СЛАБОСВІТНИХ ОБ'ЄКТІВ. ЛЮДСЬКЕ ОЧЕ ЗДАТНИЙ РІЗНИТИ В ОСОБЛИВОСТІ ДВІ ЧАСТИНИ СПОСТЕРЕЖУВАНОГО ПРЕДМЕТУ ТІЛЬКИ В ТОМУ РАЗІ, ЯКЩО КУТОВИЙ ВІДСТАНЬ МІЖ НИМИ НЕ МЕНШ ОДНІЙ-. ТАК, НА МІСЯЦЬ НЕЗБРОЕЖЕНИМ ОЧЕМ МОЖНА РОЗГЛЯДТИ ДЕТАЛІ РЕЛЬЄФУ, РОЗМІР ЯКИХ ПЕРЕВИЩАЄ 150 -200 КМ. НА СОНЯЧНОМУ ДИСКУ, КОЛИ СВІТИЛО КЛОНИТЬСЯ ДО СХІДУ І ЙОГО СВІТЛО ЗАЛИШЕНО ПОГЛИННИМ ЕФЕКТОМ ЗЕМНОЇ АТМОСФЕРИ, БУВАЮТЬ ВИДНІ ПЛЯМИ ПЕРЕЧНИКОМ 50. КМ. НІЯКИХ ІНШИХ ПОДРОБИЦЬ НЕЗБРОЄНЕ ОЧЕ РОЗГЛЯДТИ НЕ В СИЛАХ. І ТІЛЬКИ Дякуючи ТЕЛЕСКОПУ, ЯКИЙ ЗБІЛЬШУЄ КУТ ЗОРУ, МОЖНА "НАБЛИЖУВАТИ" ДО СЕБЕ далекі НЕБЕЗНІ ОБ'ЄКТИ - СПОСТЕРЮВАТИ ЇХ ЯК БИ ПОРУЧ.

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. ОБ'ЄДНАНІ В ЄДИНУ МЕРЕЖУ ІНСТРУМЕНТИ, РОЗМІЩЕНІ НА РІЗНИХ КОНТИНЕНТАХ, ДОЗВОЛЯЮТЬ ЗАГЛЯНУТИ В САМУ СЕРЦЕВИНУ РАДІОГАЛАКТИК, КВАЗАРІВ, МОЛОДИХ ЗВЕЗХІДНИХ. РАДІОІНТЕРФЕРОМЕТРИ ІЗ СВЕРХДОВЖНИМИ БАЗАМИ У ТИСЯЧІ РАЗ ПЕРЕВЕЗЛИ ПО «ЗІРКОСТІ» НАЙВЕЛИКІ ОПТИЧНІ ТЕЛЕСКОПИ З їх допомогою можна не тільки відстежувати переміщення космічних апаратів і їх очей, а й космічних апаратів на них і космічних апаратів на їхніх планетах, а також на їх планетах і планетах. На черзі космічні радіоінтерферометри, які дозволять ще глибше поринути у таємниці Всесвіту.

Земна атмосфера прозора не для всіх видів електромагнітного випромінювання, що надходить з космосу. У ній є лише два широкі «вікна прозорості». Центр однієї з них посідає оптичну область, у якій лежить максимум випромінювання Сонця. Саме до нього в результаті еволюції адаптувалося за чутливістю людське око, яке сприймає світлові хвилі з довжиною від 350 до 700 нанометрів. (Насправді це вікно прозорості навіть трохи ширше – приблизно від 300 до 1 000 нм, тобто захоплює ближній ультрафіолетовий та інфрачервоний діапазони). Однак райдужна смужка видимого світла – лише мала частка багатства «фарб» Всесвіту. У другій половині XX століття астрономія стала воістину всехвильовою. Досягнення техніки дозволили астрономам вести спостереження нових діапазонах спектра. З короткохвильової сторони від видимого світла лежать ультрафіолетовий, рентгенівський і гамма-діапазони. З іншого боку розташовуються інфрачервоний, субміліметровий та радіодіапазон. Для кожного з цих діапазонів є астрономічні об'єкти, які саме в ньому проявляють себе найбільш рельєфно, хоча в оптичному випромінюванні вони, можливо, і не являють собою нічого визначного, так що астрономи донедавна їх просто не помічали.

Один з найбільш цікавих та інформативних діапазонів спектру для астрономії – радіохвилі. Випромінювання, яке реєструє наземна радіоастрономія, проходить через друге і набагато ширше вікно прозорості земної атмосфери - в діапазоні довжин хвиль від 1 мм до 30 м. Іоносфера Землі - шар іонізованого газу на висоті біля основної характеристики радіотелескопа - його діаграма спрямована. Вона показує чутливість інструменту до 70 км - відображає в космос все випромінювання сигналів, що надходять з різних напрямків у просторі. Для хвиль довше 30 «класичної» параболічної антени діаграма спрямованості м. На хвилях коротше 1 складається з головного пелюстки, що має вигляд конуса, орієнтованого по осі параболоїда, і кількох (слабкі космічне випромінювання повністю порядки) більш слабких бічних пелюсток. "Зоркість" "з'їдають" молекули радіотелескопа, тобто його кутовий дозвіл, визначається атмосфери (головною шириною головної пелюстки діаграми спрямованості. Два джерела на небі, які разом потрапляють у розчин цієї пелюстки, образом кисень і зливаються для радіотелескопа в один. Тому ширина діаграми водяна пара). спрямованості визначає розмір найдрібніших деталей радіоджерела, які ще можна розрізнити окремо.

Принцип дії радіотелескопів Повноповоротні параболічні антени - аналоги оптичних телескопів-рефлекторів - виявилися гнучкими в роботі з різноманіття радіоастрономічних антен. Їх можна спрямовувати в будь-яку точку неба, стежити за радіоджерелом - "збирати сигнал", як кажуть радіоастрономи, - і тим самим підвищувати чутливість телескопа, його здатність виділяти на тлі всіляких шумів набагато слабші сигнали космічних джерел. Перший великий повноповоротний параболоїд діаметром 76 м був побудований у 1957 році у британській обсерваторії Джодрелл-Бенк. А сьогодні тарілка найбільшої у світі рухомої антени в обсерваторії Грін-Бенк (США) має розміри 100 на 110 м. І це практично межа для одиночних рухомих радіотелескопів. Збільшення діаметра має три важливі наслідки: два хороші і одне погане. По-перше, найважливіше для нас – пропорційно діаметру зростає кутовий дозвіл. По-друге, зростає чутливість, причому набагато швидше, пропорційно площі дзеркала, тобто квадрат діаметру. І, по-третє, ще швидше збільшується вартість, яка у разі дзеркального телескопа (як оптичного, так і радіо) приблизно пропорційна кубу діаметра його головного дзеркала.

Основні проблеми пов'язані з деформаціями дзеркала під впливом сили тяжіння. Щоб дзеркало телескопа чітко фокусувало радіохвилі, відхилення поверхні від ідеальної параболічної не повинні перевищувати одну десяту від довжини хвилі. Така точність легко досягається для хвиль завдовжки кілька метрів чи дециметрів. Але на коротких сантиметрових та міліметрових хвилях необхідна точність становить уже десяті частки міліметра. Через деформації конструкції під власною вагою та вітрових навантажень практично неможливо створити повноповоротний параболічний телескоп діаметром понад 150 м. Найбільша нерухома тарілка діаметром 305 м побудована в обсерваторії Аресібо, Пуерто-Ріко. Але загалом епоха гігантоманії у будівництві радіотелескопів добігла кінця. У Мексиці на горі Сьєрра-Негра, на висоті 4600 метрів, завершується будівництво 50 метрової антени для роботи в діапазоні міліметрових хвиль. Можливо, це остання велика одиночна антена, що створюється у світі.

Для того щоб розглянути деталі будови радіоджерел, потрібні інші підходи, в яких нам потрібно розібратися. Радіохвилі, що випускаються об'єктом, що спостерігається, поширюються в просторі, породжуючи періодичні зміни електричного і магнітного поля. Параболічна антена збирає радіохвилі, що впали на неї, в одній точці - фокусі. Коли через одну точку проходить кілька електромагнітних хвиль, вони інтерферують, тобто їхні поля складаються. Якщо хвилі приходять у фазі – вони посилюють друга, у протифазі – послаблюють, аж до повного нуля. Особливість параболічного дзеркала якраз у тому, що всі хвилі від одного джерела приходять у фокус в одній фазі та підсилюють друга максимально можливим чином! На цій ідеї ґрунтується функціонування всіх дзеркальних телескопів.

У фокусі виникає яскрава пляма, і тут зазвичай поміщають приймач, який заміряє сумарну інтенсивність випромінювання уловленого в межах діаграми спрямованості телескопа. На відміну від оптичної астрономії радіотелескоп не може зробити фотографію ділянки неба. У кожний момент він фіксує випромінювання, що надходить лише з одного напрямку. Грубо кажучи, радіотелескоп працює як однопіксельна камера. Для побудови зображення доводиться сканувати радіоджерело крапка за точкою. (Втім, міліметровий радіотелескоп, що будується в Мексиці, має у фокусі матрицю радіометрів і «однопіксельним» вже не є.)

Продовжую розповідь про новорічну поїздку до "країни телескопів", розпочату (найбільший у Євразії оптичний телескоп з діаметром головного монолітного дзеркала 6 м). Цього разу мова підепро двох його родичів — радіотелескопи РАТАН-600 та РТФ-32. Перший занесений до Книги Рекордів Гіннеса, а другий входить в єдиний радіоінтерферометричний комплекс "Квазар", що постійно діє в Росії. До речі, наразі комплекс "Квазар" відіграє важливу роль у роботі системи ГЛОНАСС. Давайте про все докладніше та доступніше, по можливості!

А зараз примусимо! :)

Для науки основними перевагами телескопа є багаточастотність (діапазон від 0,6 до 35 ГГц) і велике безабераційне поле (що дозволяє вимірювати майже миттєво радіоспектри космічних джерел у широкому діапазоні частот), високу роздільну здатність і високу чутливість за яскравістю (які дозволяють проводити протяжних структур, таких як флуктуація мікрохвильового фонового випромінювання на малих кутових масштабах, недосяжних навіть на спеціалізованих космічних апаратах та наземних інструментах).

Телескоп складається з двох основних відбивачів:

1. Круговий відбивач (праворуч і вздовж усього знімка).
Це найбільша частина радіотелескопа, вона складається з 895 прямокутних елементів, що відбивають розміром 11,4 на 2 метри, розташованих по колу з діаметром 576 метрів. Вони можуть переміщатися за трьома ступенями свободи. Круговий відбивач розділений на 4 незалежні сектори, названих частинами світу: північ, південь, захід, схід. Загальна площа 12"000м². Відображуючі елементи кожного сектора виставляються по параболі, утворюючи смугу антени, що відбиває і фокусує. У фокусі такої смуги розташовується спеціальний опромінювач.

2. Плоский відбивач (ліворуч).
Плоский відбивач складається з 124 плоских елементів висотою 8,5 метра та загальною довжиною 400 метрів. Елементи можуть обертатись відносно горизонтальної осі, розташованої поблизу рівня землі. Для проведення деяких вимірювань відбивач може бути прибраний суміщенням поверхні з площиною землі. Відбивач використовується як періскопічне дзеркало. Працюючи потік радіовипромінювання, що потрапив на плоский відбивач, прямує у бік південного сектора кругового відбивача. Відбившись від кругового відбивача, радіохвиля фокусується на опромінювачі, який встановлюється на кільцевих рейках. Встановленням опромінювача в задану позицію та перебудовою дзеркала можна направляти радіотелескоп у задану точку піднебіння. Також можливий режим стеження джерелом, у своїй опромінювач безперервно рухається, і навіть перебудовується дзеркало.

12. Вид на плоский відбивач зі зворотного боку. Видно механізми, що приводять пластини в рух.

13. На радіотелескопі є п'ять приймальних кабін-опромінювачів, встановлених на залізничних платформах з радіоприймальною апаратурою та спостерігачами. Одні нагадують бронепоїзд, інші – інопланетні кораблі. На фото ми бачимо дві такі кабіни. За задумом, платформи можуть переміщатися одним з 12 радіальних шляхів, що забезпечує набір фіксованих азимутів з кроком 30°. Перестановка опромінювачів між шляхами мала здійснюватися з допомогою центрального поворотного кола (в центрі фото)... Так було задумано, але потім від цього відмовилися (і так вистачає) і поворотне коло не використовується, а частина рейок демонтована.

14. Наприкінці 1985 року встановлено додатковий конічний відбивач-опромінювач. Основу становить конічне вторинне дзеркало, під яким розташований опромінювач. Він дозволяє приймати випромінювання з усього кругового відбивача, при цьому реалізується максимальна роздільна здатність радіотелескопа. Однак у такому режимі можна спостерігати лише радіоджерела, направлення на які відхиляється від зеніту не більше ±5 градусів. Цей опромінювач найчастіше фігурує на ілюстраціях, пов'язаних із телескопом, напевно через свій інопланетний вигляд:)

15. А ще з верхнього майданчика цього опромінювача добре знімати загальний радіотелескоп. Ну і взагалі тішить, що є можливість полазити :) На РТФ-32 такої можливості не було.

До речі, був курйоз, який призвів до утворення стійкої місцевої "міської легенди". Коли проводилися перші спостереження на РАТАН, щоб уникнути перешкод від автотранспорту, зупинявся рух по станиці Зеленчукській поблизу РАТАНу. Закритість телескопа і відсутність достатньої інформації про цю близьку до станиці і споруду, що вражає своїми розмірами, породило різноманітні міфи серед місцевого населення - про те, що РАТАН нібито "опромінює". Можливо, цьому слуху сприяло ще й назвою "опромінювачі" - хоча насправді вони нічого не випромінюють, а лише приймають сигнал.

16. Кабіна №1 на позиції через кілька хвилин почнуться спостереження, а поки нас запрошують зайти всередину цього "бронепоїзда".

14. Наш екскурсовод та робоче місце спостерігача.

Які завдання ставляться перед РАТАНом?
- Виявлення великої кількості космічних джерел радіовипромінювання, ототожнення їх з космічними об'єктами;
- Вивчення радіовипромінювання зірок;
- вивчення квазарів та радіогалактик;
- Дослідження тіл сонячної системи;
- дослідження областей підвищеного радіовипромінювання на Сонці, їх будови, магнітних полів;
- Виявлення штучних сигналів позаземного походження (SETI);
- Дослідження реліктового випромінювання.

Телескоп досліджує астрономічні об'єкти у всьому діапазоні відстаней у Всесвіті: від найближчих - Сонця, сонячного вітру, планет та їх супутників у Сонячній системі і до найдальших зіркових систем - радіогалактик, квазарів та космічного мікрохвильового фону. На радіотелескопі виконується понад 20 наукових програм як вітчизняних, і іноземних заявників.
За проектом "Генетичний код Всесвіту" на РАТАН-600 досліджуються всі компоненти фонового випромінювання на всіх кутових масштабах. Щоденні спостереження Сонця на радіотелескопі дають унікальну інформацію, що доповнюється іншими інструментами, про властивості сонячної плазми в діапазоні висот від хромосфери до нижньої корони, тобто тих областей атмосфери Сонця, де зароджуються потужні сонячні спалахи. Ця інформація дозволяє прогнозувати спалахи сонячної активності, що впливають на самопочуття людей та на роботу енергосистем на планеті. В даний час архів спостережних даних РАТАН-600 містить понад півмільйона записів радіооб'єктів.

15. А так виглядають радіометри, вимірювальна та фіксуюча апаратура. Щось лишилося з часів перших спостережень, а щось уже замінено на сучасне обладнання. Одне можна сказати - радіотелескоп живе та розвивається, будучи ще й досвідченим майданчиком для інженерів.

16. На цьому завершилася наша екскурсія на РАТАН-600: радіотелескоп завантажений спостереженнями і відволікати людей, які там працюють, не можна.

Отже, РАТАН-600 досі є найбільшим у світі рефлекторним дзеркалом та основним радіотелескопом Росії, що працює в центральному "вікні прозорості" земної атмосфери в діапазоні довжин хвиль 1-50 см. Жоден радіотелескоп у світі не має подібного частотного перекриття з можливістю проведення одночасних спостережень всіх частотах. Завдяки йому та БТА по сусідству астрономи всього світу знають назви станиці Зеленчуцької та Карачаєво-Черкеської республіки.

17. Сфотографувався на вершині "НЛО", на згадку:)

P.S. Сподіваюся, я вас не надто втомив технічними деталями?

Досвідчені радисти знають: коли в радіоприймачі іноді лунають шум і тріск, не варто одразу звинувачувати апаратуру: цілком можливо, що це подає голос... Сонце!

Вперше про те, що Сонце має власну «радіостанцію», люди дізналися у 30-х роках минулого століття. Відкривачем космічних радіохвиль став молодий фізик Карл Янський. Він працював в одній з американських радіокомпаній, і йому доручили вивчити напрямок приходу атмосферних короткохвильових радіоперешкод.

Молодий дослідник сконструював спеціальну антену, здатну приймати короткі хвилі. Озброївшись цією антеною, він почав вивчати джерела радіоперешкод та їхній напрямок. Яким же було його здивування, коли прилад уперто став вказувати на... сонячний диск! Причому ці шиплячі перешкоди повторювалися кожні 24 години. Це вказувало на те, що джерело перешкод може бути пов'язане з Сонцем (24 години, як ми пам'ятаємо, триває сонячна доба на Землі). Але проаналізувавши отримані дані ретельніше, Карл Янський побачив, що виявлений ним радіосигнал повторювався на кожні 24 години, а кожні 23 години 56 хвилин - це вже тривалість зоряної доби, а не сонячної, тобто період обертання Землі щодо далеких зірок, а не Сонця . Звірившись з астрономічними картами, Карл Янський виявив, що джерелом випромінювання була область у центрі нашої галактики Чумацький Шлях, у сузір'ї Стрільця.

Карл Янський опублікував статтю, де розповів про своє відкриття, проте йому не повірили. Але факти – вперта річ. Радіоголоси були виявлені і в інших зірок, планет та інших небесних об'єктів. Так було започатковано нову науку - радіоастрономію. Вона дозволила дізнатися про Всесвіт багато такого, про що люди раніше і не підозрювали.

Кругова "антена-карусель" Карла Янського - перший радіотелескоп

Антена сучасного радіотелескопа давно вже не нагадує ту «розкладачку», з якою працював Янський.

Радіотелескоп РТ-32 РАТ "Бадари"
Знаходиться в урочищі Бадар Тункинського р-ну республіки Бурятія (Росія).

Найчастіше це гігантська металева чаша діаметром кілька десятків, а то й сотень метрів.

Наприклад, великий радіотелескоп Аресібо розташований у кратері згаслого вулкана на Великих Антильських островах. Схили кратера вирівняли та прикрили металевими щитами. Вийшла величезна чаша-дзеркало, за допомогою якої і вловлюються радіоголоси зірок.

Обсерваторія Аресібо (Пуерто Ріко).
Радіотелескоп Аресібо, збудований у 1963 році,
за розмірами поступається лише китайському телескопу FAST, запущеному у 2016 році.
Діаметр дзеркала радіотелескопа Аресібо – майже 305 метрів

Один із найбільших радіотелескопів світу РАТАН-600 знаходиться у нашій країні, в районі станиці Зеленчукської у Ставропольському краї.

Навіть збудувавши таку махину, астрономи на цьому не заспокоїлися. У 1980 році спільними зусиллями фахівців країн Східної та Західної Європи, а також Китаю та Південної Африки було створено радіотелескоп, антена якого виявилася діаметром... у половину земної кулі! Найдивовижніше, що жодних нових установок при цьому не будували.

Уся хитрість в оригінальному підході, який використовували вчені. Уявіть собі, скажімо, у нас у Криму і десь у Швеції два радіотелескопи спрямовані на той самий небесний об'єкт. На обох телескопах прийняті сигнали записуються та передаються на комп'ютер. Потім радіоастрономи порівнюють записи, оцінюють інформацію з допомогою електронних обчислювальних машин. У результаті виходить, що два телескопи працюють як один - у загальній упряжці.

Причому в такий спосіб не лише два, а й більша кількість телескопів можуть діяти спільно. Антена такого всепланетарного радіотелескопа виходить гігантською, сягаючи тисячі кілометрів. Такі мережі радіотелескопів називають РСДБ-мережами (розшифровується як радіоінтерферометрія із наддовгими базами). Метод РСДБ вигадали американці у 1970-х роках. У наш час існує три великі мережі: "КВАЗАР" у Росії, EVN у Європі (у ній також беруть участь російські радіотелескопи), і VLBA у США.

У майбутньому вчені замахуються створити радіотелескоп розмірами на всю Сонячну систему. Яким чином? Так само. Один із радіотелескопів вони хочуть розмістити на борту автоматичної міжпланетної станції та отруїти її кудись на околицю Сонячної системи, припустимо, до орбіти Сатурна чи Плутона. Інші радіотелескопи включаються Землі. А коли отримані відомості опрацюють за допомогою надпотужних комп'ютерів, вийде, ніби працював надгігантський радіотелескоп.

Перший крок у цьому напрямі вже зроблено – це міжнародний проект "РадіоАстрон". Розміри цієї мережі вже перевищують діаметр нашої планети, тому що до неї, крім наземних радіотелескопів, включено космічний радіотелескоп на російському космічному апараті «Спектр-Р», запущеному на навколоземну орбіту в 2011 році.

Навіщо вченим такі гуліверові «іграшки»? Виявляється, що більше радіотелескоп, то за інших рівних умов чутливіше його «радіоухо». Особливо зручні «упряжки» радіотелескопів виявлення джерел зі складною просторової структурою. Тобто коли з одного місця долинає не один, а одразу хор радіоголосів, і треба розібратися, кому який належить.

У свою чергу, накопичені знання потрібні фахівцям, щоб краще зрозуміти будову світу. Наприклад, ми досі погано знаємо, як саме йшло утворення нашої Сонячної системи. Геологічні процеси на планетах, хімічні реакції в їх надрах сильно змінили вигляд небесних тіл, і тепер нелегко уявити, якими вони були спочатку. Тож було б важливо відстежити утворення будь-якої іншої планетної системи. Тоді за аналогією ми могли б отримати наочне уявлення про те, як утворювалася наша.

Так, проводячи спільними зусиллями «прослуховування» газопилової туманності в сузір'ї Оріону, радіоастрономи п'яти країн зуміли не лише почути в загальному хорі окремі радіоголоси, а й здогадатися, про що йшлося «розмова». Швидше за все, вважають вчені, радіотелескопам вдалося виявити протозірки (зірки, формування яких ще не закінчено), можливо, навіть окремі далекі системи, подібні до Сонячної, якраз у розпал будівництва. Отже, спостерігаючи за ними, ми можемо дізнатися, зважаючи на все, чимало цікавого і про власну.

Вдалося радіоастрономам знайти й сліди Великого вибуху. Радіоастрономи зафіксували в глибинах Всесвіту фонове або реліктове радіовипромінювання, яке є не що інше, як луна Великого вибуху. Уявляєте, скільки мільярдів років минуло, а радіолуна досі розгулює просторами Всесвіту. І вченим удалося почути його.

Завдяки РСДБ-мережам астрономи отримали можливість вивчати такі загадкові космічні об'єкти, як пульсари, нейтронні зірки, чорні дірки.

Поява радіотелескопів змінила характер праці астрономів. Як жартують вони самі, багато хто тепер перестав дивитися ночами на зірки через «ночеглядную трубу» звичайного, оптичного телескопа, бурмочучи собі під ніс вірші М. В. Ломоносова: «Відкрилася безодня зірок повна...» Вони тепер працюють на надпотужних комп'ютерах, виконуючи складні астрономічні розрахунки, співаючи слова з романсу на слова М. Ю. Лермонтова: «...І зірка із зіркою каже...»

План:

Вступ

• 1 Пристрій
• 2 Принцип роботи
  • 2.1 Радіоінтерферометри
• 3 Перші радіотелескопи
  • 3.1 Початок - Карл Янський
  • 3.2 Друге народження - Гроут Ребер
• 4 Класифікація радіотелескопів
  • 4.1 Антени із заповненою апертурою
    • 4.1.1 Параболоїди обертання
    • 4.1.2 Параболічні циліндри
    • 4.1.3 Антени з плоскими відбивачами
    • 4.1.4 Земляні чаші
    • 4.1.5 Антенні грати (синфазні антени)
  • 4.2 Антени із незаповненою апертурою
• 5 Список радіотелескопів
Примітки

Вступ

Радіотелескоп РТФ-32 обсерваторії «Зеленчук», ІПА РАН. Розташований на Північному Кавказі.

Радіотелескоп- астрономічний інструмент для прийому власного радіовипромінювання небесних об'єктів (у Сонячній системі, Галактиці та Метагалактиці) та дослідження їх характеристик: координат, просторової структури, інтенсивності випромінювання, спектру та поляризації.

Радіотелескоп займає початкове, за діапазоном частот, становище серед астрономічних інструментів, що досліджують електромагнітне випромінювання, - більш високочастотними є телескопи теплового, видимого, ультрафіолетового, рентгенівського та гамма випромінювання.

Радіотелескопи переважно розташовувати далеко від головних населених пунктів, щоб максимально зменшити електромагнітні перешкоди від мовних радіостанцій, телебачення, радарів та інших випромінюючих пристроїв. Розміщення радіообсерваторії у долині чи низині ще краще захищає її від впливу техногенних електромагнітних шумів.

1. Пристрій

Радіотелескоп складається з двох основних елементів: антенного пристрою та дуже чутливого приймального пристрою – радіометра. Радіометр посилює прийняте антеною радіовипромінювання і перетворює його у форму, зручну для реєстрації та подальшої обробки.

Конструкції антен радіотелескопів відрізняються великою різноманітністю, що обумовлено дуже широким діапазоном довжин хвиль, що використовуються радіоастрономії (від 0,1 мм до 1000 м). Антени радіотелескопів, що приймають мм, см, дм і метрові хвилі, найчастіше є параболічними відбивачами, подібними до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фокусі параболоїда встановлюється опромінювач - пристрій, що збирає радіовипромінювання, яке прямує на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід радіометра, і, після посилення та детектування, сигнал реєструється на стрічці електровимірювального приладу . На сучасних радіотелескоп аналоговий сигнал з виходу радіометра перетворюється на цифровий і записується на жорсткий диск у вигляді одного або декількох файлів.

Для направлення антен в досліджувану область піднебіння їх встановлюють зазвичай на азімутальних монтування, що забезпечують повороти по азимуту і висоті (повноповоротні антени). Існують також антени, що допускають лише обмежені повороти і навіть повністю нерухомі. Напрямок прийому в антенах останнього типу (зазвичай дуже великого розміру) досягається шляхом переміщення опромінювачів, які сприймають відбите від антени радіовипромінювання.

2. Принцип роботи

Принцип роботи радіотелескопа більше схожий принципом роботи фотометра, ніж оптичного телескопа. Радіотелескоп не може будувати зображення безпосередньо, він лише вимірює енергію випромінювання, що надходить із напрямку, в якому "дивиться" телескоп. Таким чином, щоб отримати зображення протяжного джерела, радіотелескоп повинен проміряти його яскравість у кожній точці.

Зважаючи на дифракцію радіохвиль на апертурі телескопа, вимір напряму на точкове джерело відбувається з деякою помилкою, яка визначається діаграмою спрямованості антени і накладає фундаментальне обмеження на роздільну здатність інструменту:

де λ - довжина хвилі, D- Діаметр апертури. Висока роздільна здатність дозволяє спостерігати дрібніші просторові деталі досліджуваних об'єктів. Щоб покращити роздільну здатність, потрібно або зменшити довжину хвилі, або збільшити апертуру. Однак використання малих довжин хвиль підвищує вимоги щодо якості поверхні дзеркала (див. критерій Релея). Тому зазвичай йдуть шляхом збільшення апертури. Збільшення апертури також дозволяє покращити ще одну важливу характеристику – чутливість. Радіотелескоп повинен мати високу чутливість, щоб забезпечити надійну реєстрацію якомога слабших джерел. Чутливість визначається рівнем флюктуацій густини потоку Δ P :

де P- Потужність власних шумів радіотелескопа, S- ефективна площа (збираюча поверхня) антени, Δ f- смуга частоти та t- Час накопичення сигналу. Для підвищення чутливості радіотелескопів збільшують їхню збираючу поверхню і застосовують малошумливі приймачі та підсилювачі на основі мазерів, параметричних підсилювачів і т.д.

2.1. Радіоінтерферометри

Крім збільшення діаметра апертури, існує ще один спосіб збільшити роздільну здатність (або звузити діаграму спрямованості). Якщо взяти дві антени, розташовані на відстані d(База) один від одного, то сигнал від джерела до однієї з них приходити трохи раніше, ніж до іншої. Якщо потім сигнали з двох антен проінтерферувати, з результуючого сигналу за допомогою спеціальної математичної процедури редукції можна буде відновити інформацію про джерело з ефективним дозволом λ / d. Така процедура редукції називається апертурним синтезом. Інтерференція може проводитися як апаратно, шляхом подачі сигналу кабелями і хвилеводами в загальний змішувач, так і на ЕОМ з попередньо оцифрованими за мітками точного часу і збереженими на носій сигналами. Сучасні технічні засоби дозволили створити систему РСДБ, яка включає телескопи розташовані на різних материках і рознесені на кілька тисяч кілометрів.

3. Перші радіотелескопи

3.1. Початок - Карл Янський

Точна копія радіотелескопа Карла Янського у натуральну величину. Національна радіоастрономічна обсерваторія (NRAO), Грін Бенк, Західна Вірджинія, США

Історія радіотелескопів бере свій початок з експериментів Карла Янського, проведених у 1931 р. Тоді Янський працював радіоінженером на полігоні фірми Bell Telephone Labs. Йому було доручено вивчення напряму приходу грозових перешкод. Для цього Карл Янський побудував вертикально поляризовану односпрямовану антену типу полотна Брюса. Розміри конструкції становили 30.5 м у довжину та 3.7 м у висоту. Робота велася на хвилі 14.6 м (20.5 МГц). Антена була пов'язана з чутливим приймачем, на виході якого стояв самописець із великою постійною добою.

Запис випромінювань, отриманий Янським 24 лютого 1932 року. Максимуми (стрілки) повторюються через 20 хв. - Період повного обороту антени.

У грудні 1932 р. Янський вже повідомляв про перші результати, отримані на своїй установці. У статті повідомлялося про виявлення «…постійного шипіння невідомого походження», яке «… важко відрізнити від шипіння, що викликається шумами самої апаратури. Напрямок приходу перешкод, що шипають, змінюється поступово протягом дня, роблячи повний оборот за 24 години». У двох своїх наступних роботах, у жовтні 1933 року та жовтні 1935 року, Карл Янський поступово приходить до висновку, що джерелом його нових перешкод є центральна область нашої галактики. Причому найбільший відгук виходить, коли антена спрямована на центр Чумацького Шляху.

Янський усвідомлював, що прогрес у радіоастрономії вимагатиме антен великих розмірів з гострішими діаграмами, які мають бути легко орієнтовані в різних напрямках. Він сам запропонував конструкцію параболічної антени із дзеркалом 30.5 м у діаметрі для роботи на метрових хвилях. Однак його пропозиція не отримала підтримки в США, і радіоастрономія зачахнула.

3.2. Друге народження - Гроут Ребер

Меридіанний радіотелескоп Гроута Ребера

У 1937 році Гроут Ребер, радіоінженер з Уетона (США, штат Іллінойс) зацікавився роботою Янського і сконструював у задньому дворі будинку своїх батьків антену з параболічним рефлектором діаметром 9,5 м. Ця антена мала меридіанну монтування, тобто була керована , А зміна положення пелюстки діаграми по прямому сходженню досягалося рахунок обертання Землі. Антена Ребера була меншою, ніж у Янського, але працювала на більш коротких хвилях, і її діаграма спрямованості була значно гострішою. У антени Ребера промінь мав конічну форму з шириною 12° за рівнем половинної потужності, у той час як у променя Янського антени була віялоподібна форма шириною 30° за рівнем половинної потужності в найбільш вузькому перерізі .

Навесні 1939 року Ребер виявив на хвилі 1,87 м (160 МГц) випромінювання з помітною концентрацією в площині Галактики та опублікував деякі результати.

Радіокарта небосхилу, отримана Гроутом Ребером в 1944 р.

Удосконалюючи свою апаратуру, Ребер розпочав систематичний огляд неба і в 1944 опублікував перші радіокарти небосхилу. На картах виразно видно центральні області Чумацького Шляху та яскраві радіоджерела у сузір'ї Стрільця, Лебідь A, Касіопея A, Великого Пса та Корми. Карти Ребер досить хороші навіть у порівнянні з сучасними картами.

Після Другої Світової війни були зроблені суттєві технологічні покращення в галузі радіоастрономії вченими в Європі, Австралії та США. У такий спосіб почався розквіт радіоастрономії.

4. Класифікація радіотелескопів

Широкий діапазон довжин хвиль, різноманітність об'єктів досліджень у радіоастрономії, швидкі темпи розвитку радіофізики та радіотелескопобудування, велика кількість незалежних колективів радіоастрономів призвели до великої різноманітності типів радіотелескопів. Найбільш природно класифікувати радіотелескопи за характером заповнення їх апертури та за методами фазування НВЧ поля (рефлектори, рефрактори, незалежний запис полів):

4.1. Антени із заповненою апертурою

Антени цього типу схожі на дзеркала оптичних телескопів і є найбільш простими та звичними у використанні. Антени із заповненою апертурою просто збирають сигнал від об'єкта, що спостерігається, і фокусують його на приймачі. Записаний сигнал вже несе в собі наукову інформацію і не потребує синтезу. Недоліком таких антен є низька роздільна здатність. Антени з незаповненою апертурою можна розділити на кілька класів за формою їхньої поверхні та методом монтування.

4.1.1. Параболоїди обертання

Практично всі антени такого типу встановлюються на Альт-азимутальних монтування і є повноповоротним. Головною їхньою перевагою є те, що такі радіотелескопи можуть, як і оптичні, наводитися на об'єкт та вести його. Таким чином, спостереження можуть проводитися в будь-який час, доки об'єкт, що досліджується, знаходиться над горизонтом. Типові представники: Радіотелескоп Грін-Бенк, РТ-70, калязінський радіотелескоп.

4.1.2. Параболічні циліндри

Будівництво повноповоротних антен пов'язане з певними труднощами, пов'язаними з величезною масою таких конструкцій. Тому будують нерухомі та напіврухливі системи. Вартість та складність таких телескопів зростає набагато повільніше з їх зростанням розмірів. Параболічний циліндр збирає промені над точці, але в прямий, паралельної його утворює (фокальна лінія). Через це телескопи даного типу мають несиметричну діаграму спрямованості та різну роздільну здатність по різних осях. Ще одним недоліком таких телескопів є те, що через обмежену рухливість для спостереження їм доступна тільки частина неба. Представники: радіотелескоп Іллінойського університету, індійський телескоп в Уті.

Хід променів у телескопі Нансе

4.1.3. Антени з плоскими відбивачами

Для роботи на параболічному циліндрі потрібно, щоб на фокальній лінії було розміщено кілька детекторів, сигнал яких складається з урахуванням фаз. На коротких хвилях це зробити непросто через великі втрати в лініях зв'язку. Антени з плоским відбивачем дозволяють обійтися лише одним приймачем. Такі антени складаються з двох частин: рухомого плоского дзеркала та нерухомого параболоїда. Рухливе дзеркало "наводиться" на об'єкт і відбиває промені на параболоїд. Параболоїд концентрує промені в точці фокусу, де розташовується приймач. Такому телескопу доступна лише частина піднебіння для спостережень. Представники: радіотелескоп Крауса, Великий радіотелескоп в Нансе.

4.1.4. Земляні чаші

Прагнення здешевити конструкцію призвело астрономів до думки про використання природного рельєфу як дзеркало телескопа. Представником цього типу став 300-метровий радіотелескоп Аресібо. Він розташований у карстовій лійці, дно якої вимощене алюмінієвими листами у формі сфероїду. приймач на спеціальних опорах підвішується над дзеркалом. Недоліком даного інструменту є те, що доступна область неба в межах 20° від зеніту.

4.1.5. Антенні грати (синфазні антени)

Такий телескоп складається з безлічі елементарних опромінювачів (диполів або спіралей) розташованих на відстані меншій, ніж довжина хвилі. Завдяки точному управлінню фазою кожного елемента, вдається домогтися високої роздільної здатності та ефективної площі. Недоліком таких антен є те, що вони виготовляються під певну довжину хвилі. Представники: радіотелескоп БСА у Пущині.

4.2. Антени із незаповненою апертурою

Найбільш важливими для цілей астрономії є дві характеристики радіотелескопів: роздільна здатність і чутливість. При цьому чутливість пропорційна площі антени, а роздільна здатність - максимальному розміру. Таким чином, найпоширеніші круглі антени дають найгірший дозвіл за тієї ж ефективної площі. Тому в радіоастрономії з'явилися телескопи з малою

Телескоп ДКР-1000, із незаповненою апертурою

площею, але великою роздільною здатністю. Такі антени отримали назву антен із незаповненою апертуроютому що вони мають "дірки" в апертурі, що перевершують довжину хвилі. Щоб отримати зображення з таких антен, спостереження потрібно проводити як синтезу апертур. Для апертурного синтезу достатньо двох синхронно працюючих антен, розташованих на певній відстані, яку називають базою. Щоб відновити зображення джерела, потрібно проміряти сигнал на всіх можливих базах з деяким кроком до максимальної .

Якщо антени всього дві, то доведеться проводити спостереження, потім міняти базу, проводити спостереження в наступній точці, знову міняти базу тощо. Такий синтез називається послідовним. За таким принципом працює класичний радіоінтерферометр. Недолік послідовного синтезу полягає в тому, що він вимагає багато часу і не може виявити змінність радіоджерел на короткі часи. Тому частіше застосовується паралельний синтез. У ньому бере участь відразу багато антен (приймачів), які одночасно проводять вимірювання для всіх необхідних баз. Представники: «Північний хрест» в Італії, радіотелескоп ДКР-1000 у Пущині.

Великі масиви типу VLA часто належать до послідовного синтезу. Однак, зважаючи на велику кількість антен, практично всі бази вже представлені, і додаткових перестановок зазвичай не потрібно.

5. Список радіотелескопів

Примітки

1. Велика радянська енциклопедія - slovari.yandex.ru/dict/bse/article/00064/63300.htm?text=радіотелескоп&encid=bse&stpar3=1.1. - СРСР: Радянська енциклопедія, 1978.
2. Електромагнітне випромінювання
3. Радіотелескоп // Фізика космосу: Маленька енциклопедія - www.astronet.ru/db/FK86// Під ред. Р. А. Сюняєва. - 2-ге вид. – М.: Рад. енциклопедія, 1986. – С. 560. – 783 с. - ISBN 524(03)
4. П.І.Бакулін, Е.В.Кононович, В.І.МорозКурс загальної астрономії. – М.: Наука, 1970.
5. 1 2 3 Джон Д. Краус.Радіоастрономія. – М.: Радянське радіо, 1973.
6. Jansky K.G. Directional Studies of Atmospherics at Hight Frequencies. - Proc. IRE, 1932. – Т. 20. – С. 1920-1932.
7. Jansky K.G. Electrical disturbances apparently of extraterrestrial origin.. - Proc. IRE, 1933. – Т. 21. – С. 1387-1398.
8. Jansky K.G.Натисніть на веб-сторінці міжстореневої інтерференції.. - Proc. IRE, 1935. – Т. 23. – С. 1158-1163.
9. Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., June, 1940. – Т. 91. – С. 621-624.
10. Reber G. Cosmic Static. - Proc. IRE, February, 1940. – Т. 28. – С. 68-70.
11. 1 2 Reber G. Cosmic Static. - Astrophys. J., November, 1944. – Т. 100. – С. 279-287.
12. Reber G. Cosmic Static. - Proc. IRE, August, 1942. – Т. 30. – С. 367-378.
13. Кіп Торн.Чорні дірки та складки часу. – М.: Видавництво фізико-математичної літератури, 2007. – С. 323-325. – 616 с. - ISBN 9785-94052-144-4
14. 1 2 3 Н.А.Есепкіна, Д.В.Корольков, Ю.Н.Парійський.Радіотелескопи та радіометри. – М.: Наука, 1973.
15. Радіотелескоп Іллінойського університету. - www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html
16. Телескоп в Уті - rac.ncra.tifr.res.in/ort.html
17. , Радіотелескоп Грін-Бенк , Very Large Array (радіотелескоп) , Сибірський сонячний радіотелескоп .

Характеристики радіотелескопів

Сучасні радіотелескопи дозволяють досліджувати Всесвіт у таких подробицях, які ще недавно перебували за межами можливого не лише в радіодіапазоні, а й у традиційній астрономії видимого світла. Об'єднані в єдину мережу інструменти, розташовані на різних континентах, дозволяють зазирнути в серцевину радіогалактик, квазарів, молодих зоряних скупчень.
У Аресібо в Пуерто-Ріко - найбільше у світі нерухоме цільне дзеркало - 305 м. Над сферичною чашею на тросах висить конструкція в 800 т. По периметру дзеркало оточене металевою сіткою, яка захищає телескоп від радіовипромінювання.	Найбільша у світі повноповоротна параболічна антена обсерваторії Грін-Бенк (Західна Віргінія, США). Дзеркало розміром 100х110 м було збудовано після того, як у 1988 р під власною вагою обрушилася 90 м повноповоротна антена.

Принцип дії радіотелескопів
Повноповоротні параболічні антени - аналоги оптичних телескопів-рефлекторів - виявилися найгнучкішими у роботі з усього різноманіття радіоастрономічних антен. Їх можна спрямовувати в будь-яку точку неба, стежити за радіоджерелом – «збирати сигнал», як кажуть радіоастрономи, – і тим самим підвищувати чутливість телескопа, його здатність виділяти на тлі всіляких шумів набагато слабші сигнали космічних джерел. Перший великий повноповоротний параболоїд діаметром 76 м був побудований у 1957 році у британській обсерваторії Джодрелл-Бенк. А сьогодні тарілка найбільшої у світі рухомої антени в обсерваторії Грін-Бенк (США) має розміри 100 на 110 м. І це практично межа для одиночних рухомих радіотелескопів. Збільшення діаметра має три важливі наслідки: два хороші і одне погане. По-перше, найважливіше для нас – пропорційно діаметру зростає кутовий дозвіл. По-друге, зростає чутливість, причому набагато швидше, пропорційно площі дзеркала, тобто квадрат діаметру. І, по-третє, ще швидше збільшується вартість, яка у разі дзеркального телескопа (як оптичного, так і радіо) приблизно пропорційна кубу діаметра його головного дзеркала.
Основні проблеми пов'язані з деформаціями дзеркала під впливом сили тяжіння. Щоб дзеркало телескопа чітко фокусувало радіохвилі, відхилення поверхні від ідеальної параболічної не повинні перевищувати одну десяту від довжини хвилі. Така точність легко досягається для хвиль завдовжки кілька метрів чи дециметрів. Але на коротких сантиметрових та міліметрових хвилях необхідна точність становить уже десяті частки міліметра. Через деформації конструкції під власною вагою та вітрових навантажень практично неможливо створити повноповоротний параболічний телескоп діаметром понад 150 м. Найбільша нерухома тарілка діаметром 305 м побудована в обсерваторії Аресібо, Пуерто-Ріко. Але загалом епоха гігантоманії у будівництві радіотелескопів добігла кінця. У Мексиці на горі Сьєрра-Негра, на висоті 4600 метрів, завершується будівництво 50-метрової антени для роботи в діапазоні міліметрових хвиль. Можливо, це остання велика одиночна антена, що створюється у світі.
Для того щоб розглянути деталі будови радіоджерел, потрібні інші підходи, в яких нам потрібно розібратися. Радіохвилі, що випускаються об'єктом, що спостерігається, поширюються в просторі, породжуючи періодичні зміни електричного і магнітного поля. Параболічна антена збирає радіохвилі, що впали на неї, в одній точці - фокусі. Коли через одну точку проходить кілька електромагнітних хвиль, вони інтерферують, тобто їхні поля складаються. Якщо хвилі приходять у фазі – вони посилюють один одного, у протифазі – послаблюють, аж до повного нуля. Особливість параболічного дзеркала якраз у тому, що всі хвилі від одного джерела приходять у фокус в одній фазі та підсилюють один одного максимально можливим чином! На цій ідеї ґрунтується функціонування всіх дзеркальних телескопів.
У фокусі виникає яскрава пляма, і тут зазвичай поміщають приймач, який заміряє сумарну інтенсивність випромінювання уловленого в межах діаграми спрямованості телескопа. На відміну від оптичної астрономії радіотелескоп не може зробити фотографію ділянки неба. У кожний момент він фіксує випромінювання, що надходить лише з одного напрямку. Грубо кажучи, радіотелескоп працює як однопіксельна камера. Для побудови зображення доводиться сканувати радіоджерело крапка за точкою. (Втім, міліметровий радіотелескоп, що будується в Мексиці, має у фокусі матрицю радіометрів і «однопіксельним» вже не є.)

"Командна гра радіотелескопів"
Однак можна вчинити і по-іншому. Замість того, щоб зводити всі промені в одну точку, ми можемо виміряти та записати коливання електричного поля, що породжуються кожним з них на поверхні дзеркала (або в іншій точці, через яку проходить той самий промінь), а потім «скласти» ці записи в комп'ютерному пристрої обробки, врахувавши фазовий зсув, відповідний відстані, яку кожної хвиль залишалося пройти до уявного фокусу антени. Прилад, що діє за цим принципом, називається інтерферометр, у нашому випадку - радіоінтерферометр.
Інтерферометри позбавляють необхідності будувати величезні цілісні антени. Натомість можна розташувати поруч один з одним десятки, сотні і навіть тисячі антен і об'єднувати прийняті ними сигнали. Такі телескопи називаються синфазними ґратами. Проте проблему «зоркості» вони все ж таки не вирішують - для цього потрібно зробити ще один крок. Як ви пам'ятаєте, зі зростанням розміру радіотелескопа його чутливість зростає набагато швидше, ніж роздільна здатність. Тому ми швидко опиняємося в ситуації, коли потужності сигналу, що реєструється, більш ніж достатньо, а кутового дозволу катастрофічно не вистачає. І тоді виникає запитання: «Навіщо нам суцільна решітка антен? Чи не можна її проредити? Виявилось, що можна! Ця ідея отримала назву «синтезу апертури», оскільки з кількох окремих незалежних антен, розміщених на великій площі, «синтезується» дзеркало набагато більшого діаметра. Роздільна здатність такого «синтетичного» інструменту визначається не діаметром окремих антен, а відстанню між ними - базою радіоінтерферометра. Звичайно, антен має бути принаймні три, причому їх не слід розташовувати вздовж однієї прямої. В іншому випадку роздільна здатність радіоінтерферометра вийде вкрай неоднорідним. Високим воно виявиться лише у напрямку, вздовж якого рознесені антени. У поперечному напрямку дозвіл як і раніше визначатиметься розміром окремих антен.
Цим шляхом радіоастрономія почала розвиватися ще в 1970-х роках. За цей час було створено низку великих багатоантенних інтерферометрів. У деяких з них антени нерухомі, в інших можуть переміщатися поверхнею землі, щоб проводити спостереження в різних «конфігураціях». Такі інтерферометри будують «синтезовані» карти радіоджерел з набагато більшою роздільною здатністю, ніж одиночні радіотелескопи: на сантиметрових хвилях воно досягає 1 кутової секунди, а це вже порівняно з роздільною здатністю оптичних телескопів при спостереженні крізь атмосферу Землі.

Найвідоміша система такого типу – «Дуже велика решітка» (Very Large Array, VLA) – побудована у 1980 році в Національній радіоастрономічній обсерваторії США. Її 27 параболічних антен кожна діаметром 25 м і вагою 209 тонн переміщаються трьома радіальними рейковими коліями і можуть віддалятися від центру інтерферометра на відстань до 21 км. Сьогодні діють і інші системи: Вестерборк у Голландії (14 антен діаметром 25 м), ATCA в Австралії (6 антен по 22 м), MERLIN у Великій Британії. До останньої системи поряд із 6 іншими інструментами, розкиданими по всій країні, входить і знаменитий 76-метровий телескоп. У Росії (у Бурятії) створено Сибірський сонячний радіоінтерферометр – спеціальна система антен для оперативного вивчення Сонця в радіодіапазоні.
1965 року радянські вчені Л.І. Матвєєнко, Н.С. Кардашев, Г.Б. Шоломицькій запропонували незалежно реєструвати дані на кожній антені інтерферометра, а потім спільно їх обробляти, як би імітуючи явище інтерференції на комп'ютері. Це дозволяє розносити антени на скільки завгодно великі відстані. Тому метод отримав назву радіоінтерферометрії з наддовгими базами (РСДБ) та успішно використовується з початку 1970-х років. Рекордна довжина бази, досягнута в експериментах, становить 12,2 тис. км, а роздільна здатність на хвилі близько 3 мм досягає 0,00008'' - на три порядки вище, ніж у великих оптичних телескопів. Істотно покращити цей результат на Землі навряд чи вдасться, оскільки розмір бази обмежується діаметром нашої планети.
В даний час систематичні спостереження проводяться кількома мережами міжконтинентальних радіоінтерферометрів. У США створена система, що включає 10 радіотелескопів в середньому діаметром 25 м, розташованих в континентальній частині країни, на Гавайських і Віргінських островах. У Європі для РСДБ-експериментів регулярно поєднують 100-метровий Боннський телескоп і 32-метровий у Медичині (Італія), інтерферометри MERLIN, Вестерборк та інші інструменти. Ця система називається EVN. Є також глобальна Міжнародна мережа радіотелескопів для астрометрії та геодезії IVS. А нещодавно в Росії почала діяти власна інтерферометрична мережа «Квазар» із трьох 32-метрових антен, розташованих у Ленінградській області, на Північному Кавказі та в Бурятії. Важливо, що телескопи жорстко не закріплені за РСДБ-мережами. Вони можуть використовуватися автономно або перемикатися між мережами.
Інтерферометрія з наддовгими базами вимагає дуже високої точності вимірювань: необхідно зафіксувати просторовий розподіл максимумів і мінімумів електромагнітних полів з точністю до частки довжини хвилі, тобто для коротких хвиль до сантиметрів. І з найвищою точністю відзначити моменти часу, в які проводилися вимірювання на кожній антені. Як надточний годинник в експериментах РСДБ використовуються атомні стандарти частоти. Але не варто думати, що радіоінтерферометри не мають недоліків. На відміну від суцільної параболічної антени діаграма спрямованості інтерферометра замість однієї головної пелюстки має сотні та тисячі вузьких пелюсток порівнянної величини. Будувати карту джерела з такою діаграмою спрямованості - це все одно, що обмацувати клавіатуру комп'ютера розчепіреними пальцями. Відновлення зображення - складне і, більше, «некоректне» (тобто нестійке до малих змін результатів вимірювань) завдання, яке, проте, радіоастрономи навчилися вирішувати.

Досягнення радіоінтерферометрії
Радіоінтерферометри з кутовим роздільною здатністю в тисячні частки секунди дуги «зазирнули» у самі внутрішні області найпотужніших «радіомаяків» Всесвіту – радіогалактик та квазарів, які випромінюють у радіодіапазоні в десятки мільйонів разів інтенсивніше, ніж звичайні галактики. Вдалося «побачити», як із ядер галактик та квазарів викидаються хмари плазми, виміряти швидкості їхнього руху, які виявилися близькими до швидкості світла. Багато цікавого було відкрито і у нашій Галактиці. На околицях молодих зірок знайдено джерела мазерного радіовипромінювання (мазер - аналог оптичного лазера, але у радіодіапазоні) в спектральних лініях молекул води, гідроксилу (OH) і метанолу (CH 3 OH). За космічними масштабами джерела дуже малі - менше Сонячної системи. Окремі яскраві цятки на радіокартах, отриманих інтерферометрами, можуть бути зародками планет.
Такі мазери знайдено і в інших галактиках. Зміна положень мазерних плям за кілька років, що спостерігалося в сусідній галактиці M33 у сузір'ї Трикутника, вперше дозволило безпосередньо оцінити швидкість її обертання та переміщення небом. Виміряні зміщення мізерні, їх швидкість у багато тисяч разів менше видимої для земного спостерігача швидкості равлики, повзущої поверхні Марса. Такий експеримент поки що знаходиться далеко за межами можливостей оптичної астрономії: помітити власні рухи окремих об'єктів на міжгалактичних відстанях їй просто не під силу. Нарешті, інтерферометричні спостереження дали нове підтвердження існування надмасивних чорних дірок. Навколо ядра активної галактики NGC 4258 були виявлені згустки речовини, які рухаються орбітами радіусом не більше трьох світлових років, при цьому їх швидкості досягають тисячі кілометрів на секунду. Це означає, що маса центрального тіла - не менше мільярда мас Сонця, і воно не може бути не чим іншим, як чорною діркою.
Цілий ряд цікавих результатів отримано методом РСДБ під час спостережень у Сонячній системі. Почати хоча б із найточнішої на сьогодні кількісної перевірки загальної теорії відносності. Інтерферометр виміряв відхилення радіохвиль у полі тяжіння Сонця з точністю до сотої частки відсотка. Це на два порядки точніше, ніж дозволяють оптичні спостереження. Глобальні радіоінтерферометри також застосовуються для стеження рухом космічних апаратів, вивчають інші планети. Вперше такий експеримент було проведено 1985-го, коли радянські апарати «Вега-1» та «-2» скинули в атмосферу Венери аеростати. Спостереження підтвердили швидку циркуляцію атмосфери планети зі швидкістю близько 70 м/с, тобто один оберт навколо планети за 6 діб. Це дивовижний факт, який ще чекає на своє пояснення.
У 2004 році аналогічні спостереження за участю мережі з 18 радіотелескопів на різних континентах супроводжували посадку апарату Гюйгенс на супутник Сатурна Титан. З відстані 1,2 млрд. км велося стеження за тим, як рухається апарат в атмосфері Титану з точністю до десятка кілометрів! Не дуже широко відомо про те, що під час посадки «Гюйгенса» було втрачено майже половину наукової інформації. Зонд ретранслював дані через станцію Кассіні, яка доставила його до Сатурна. Для надійності передбачалося два дублюючі канали передачі даних. Однак незадовго до посадки було ухвалено рішення передавати по них різну інформацію. Але в найвідповідальніший момент через поки що не з'ясований збій один із приймачів на «Кассіні» не включився, і половина знімків зникла. А разом з ними зникли і дані про швидкість вітру в атмосфері Титану, які передавалися якраз по каналу, що відключився. На щастя, у NASA встигли підстрахуватися – спуск «Гюйгенса» спостерігав із Землі глобальний радіоінтерферометр. Це, мабуть, дозволить врятувати зниклі дані про динаміку атмосфери Титану. Результати цього експерименту ще опрацьовуються в Європейському об'єднаному радіоінтерферометричному інституті, і, до речі, займаються цим наші співвітчизники Леонід Гурвіц та Сергій Погребенко.

Майбутнє радіоінтерферометрії
Принаймні в найближчі півстоліття генеральною лінією розвитку радіоастрономії буде створення все більших систем апертурного синтезу - всі великі інструменти, що проектуються, є інтерферометрами. Так, на плато Чахнантор у Чилі спільними зусиллями низки країн Європи та Америки розпочалося будівництво системи антен міліметрового діапазону ALMA (Atacama Large Millimeter Array – Велика міліметрова система Атакама). Усього тут буде 64 антени діаметром 12 метрів із робочим діапазоном довжин хвиль від 0,35 до 10 мм. Найбільша відстань між антенами ALMA становитиме 14 км. Завдяки дуже сухому клімату і великій висоті над рівнем моря (5100 м) система зможе вести спостереження на хвилях коротше за міліметр. В інших місцях та на меншій висоті це неможливо через поглинання такого випромінювання парами води у повітрі. Будівництво ALMA буде закінчено до 2011 року.

Радіотелескопи теперішнього та швидкого майбутнього часу на Землі та в Космосі
	Проект "Радіоастрон", запуск у 2007

Автори матеріалу: Михайло Прохоров, доктор фізико-математичних наук та Георгій Рудницький, кандидат фізико-математичних наук Журнал «Навколо Світу»: Найзоріший телескоп