Радиотелескоп - астрономический инструмент

Радиотелескоп - астрономический инструмент для  приёма собственного радиоизлучения небесных объектов (в Солнечной системе, Галактике и Метагалактике) и исследования его характеристик: координат источников, пространственной структуры, интенсивности излучения, спектра и поляризации. Радиотелескоп состоит из антенной системы и радиоприёмного устройства – радиометра. Конструкции антенн Радиотелескопов отличаются большим разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн, используемых в радиоастрономии (от 0,1 мм до 1000 м). Для направления антенн в исследуемую область неба их устанавливают обычно на азимутальных монтировках, обеспечивающих повороты по азимуту и высоте (т. н. полноповоротные антенны). Существуют также антенны, допускающие лишь ограниченные повороты, и даже совершенно неподвижные. Направление приёма в антеннах последнего типа (обычно очень большого размера) достигается путём перемещения облучателя, воспринимающего отражённое от антенны радиоизлучение.

Св-ва которыми должен обладать   радиотелескоп.

Радиотелескоп должен обладать высокой чувствительностью, обеспечивающей надёжную регистрацию возможно более слабых плотностей потока радиоизлучения, и хорошей разрешающей способностью (разрешением), позволяющей наблюдать, возможно, меньшие пространственные детали исследуемых объектов. Минимальная обнаруживаемая плотность потока D радиотелескопа определяется соотношением:

D ( P / S( ?ft

Где: Р - мощность собственных шумов Радиотелескопа,

S - эффективная  площадь (собирающая поверхность)  антенны,

f - полоса принимаемых частот, t - время накопления сигнала.

Для улучшения  чувствительности Радиотелескопа увеличивают  его собирающую поверхность и применяют малошумящие приёмные устройства на основе мазеров, параметрических усилителей и т.п. Минимальный угол (в радианах) между источниками определяется l/D, где l - длина волны, D - линейный размер апертуры антенны. Если антенна диаметром 300 м используется для наблюдения на волне длиной 1 м, то ее разрешение составляет около 1/300 радиана или11'?

Трудности создания Радиотелескопов больших  размеров со сплошным зеркалом вынуждают широко использовать решётки, а для получения двумерного разрешения - крестообразные, кольцевые и т.п. антенны с незаполненной апертурой. Наиболее радикальным путём получения высокого разрешения в радиоастрономии является составление (синтез) антенного устройства большой апертуры с помощью нескольких сравнительно небольших антенн, которые в процессе наблюдений перемещаются относительно друг друга в соответствии с заданными движениями изображаемого или большого фиктивного антенного устройства. Существующие Радиотелескопы апертурного синтеза позволяют получать радио изображения с разрешением около 1’’. При использовании в системе синтеза радиоинтерферометров со сверхбольшими базами можно ожидать разрешающей способности при получении изображений объектов порядка 10-2-10-4 секунды дуги.

Типы  радиотелескопов

а) Параболические антенны

Первые  послевоенные радиотелескопы имели  параболические антенны, т.е. напоминали «тарелки» военных радаров. До сих пор это наиболее распространенный тип антенны для наблюдений в широком диапазоне длин волн. Качество радиотелескопа в основном определяется его чувствительностью и разрешающей способностью. Чувствительность – это способность регистрировать предельно слабые сигналы. Она зависит от апертуры антенны (т.е. ее собирающей площади), от диаграммы направленности антенны (способности выделять сигнал с

определенного направления на фоне сигналов, приходящих со всех других направлений) и от величины собственных шумов приемника. В диапазоне длинных волн шумы приемников невелики, но на коротких волнах это становится серьезной проблемой. Разрешающая способность, или, просто, разрешение телескопа – это его способность разделить сигналы от двух близких по направлению источников. Для увеличения разрешающей способности стремятся использовать антенны большого диаметра на короткой длине волны. Однако при этом возникает

серьезная проблема: если форма антенны отличается от идеального параболоида более чем на 1/15 длины волны, то такая антенна не может точно фокусировать приходящее излучение. Первый Радиотелескоп для исследования космического радиоизлучения - рефлектор диаметром 9,5 м - построен Г. Ребером (США) в 1937; с помощью этого инструмента был проведён ряд успешных обзоров неба. Крупнейшая полноповоротная параболическая антенна диаметром 100 м

находится близ Бонна (Германия). Она работает на волнах сантиметрового диапазона. Подобные антенны диаметром 70–90 м имеются в США, Англии, России и Австралии. Создать более крупную подвижную антенну не удается из-за проблем деформации под действием собственного веса. Поэтому крупнейшая в мире 305-метровая антенна радиотелескопа в Аресибо неподвижно лежит в земляной чаше, имеющей в центре глубину 137 м. Она осматривает небо благодаря вращению Земли и перемещению ее облучателя относительно вертикали на 20'. Форма рефлектора этой антенны не параболическая (при которой он фокусировал бы излучение, приходящее лишь с одного направления), а сферическая, одинаково пригодная для фокусировки лучей, приходящих с любого направления. Обладая огромной площадью, этот радиотелескоп самый чувствительный в мире. Стремясь повысить разрешающую способность радиотелескопов, создают антенны сложной формы: например, в виде параболического цилиндра, вытянутого вдоль поверхности Земли и имеющего высокое разрешение в горизонтальном направлении и низкое – в вертикальном; или в виде кольца, представляющего как бы обод параболической антенны без ее средней части, как у радиотелескопа РАТАН-600 специальной астрофизической обсерватории АН России диаметром 600 м. Такие конструкции называют антеннами с незаполненной апертурой. Собранный антенной сигнал детектируется и усиливается радиометром, который обычно настроен на одну фиксированную частоту или меняет настройку в узкой полосе частот. Для уменьшения собственных шумов радиометры часто охлаждают до очень низкой температуры. Усиленный сигнал записывают на магнитофон или в компьютер. Мощность принятого сигнала обычно выражается в терминах «антенной температуры», как если бы на месте антенны находилось абсолютно черное тело данной температуры, выделяющее такую же мощность.

б) Радиоинтерферометры

Принцип объединения нескольких антенн в  систему используется и дляпараболических радиотелескопов: объединив сигналы, принятые от одного объекта несколькими антеннами, получают как бы один сигнал от эквивалентной по размеру одной гигантской антенны. Это существенно улучшает качество полученных радио изображений. Такие системы называют радиоинтерферометрами, поскольку сигналы от разных антенн, складываясь, интерферируют между собой. Изображения от радиоинтерферометров по качеству не хуже оптических: наименьшие детали имеют размер около 1', а если объединить сигналы от антенн, находящихся на разных континентах, то размер наименьших деталей на изображении объекта может быть уменьшен еще в тысячи раз. Простейший из радиоинтерферометров по принципу действия похож на оптический интерферометр Майкельсона и состоит из двух небольших антенн,находящихся друг от друга на некотором расстоянии, называемом базой. Сигнал источника достигает одной из антенн чуть раньше, чем другой: разница в пути сигнала определяется базой интерферометра и углом между ней и направлением на источник. Если эта разница составляет целое число длин волн, то сложенные вместе сигналы усиливают друг друга; если нечетное число полуволн – то ослабляют. Поэтому при перемещении источника по небу его суммарный сигнал периодически усиливается и ослабляется, аналогично светлым и темным полосам в оптическом интерферометре. Чем больше база прибора, тем чаще располагаются полосы. Это позволяет точнее определять положение на небе точечных источников или детальнее исследовать структуру протяженных источников.