Радиоастрономия — это раздел астрономии , изучающий небесные объекты на радиочастотах . Первое обнаружение радиоволн от астрономического объекта произошло в 1933 году, когда Карл Янский из Bell Telephone Laboratories сообщил об излучении, исходящем от Млечного Пути . Последующие наблюдения выявили ряд различных источников радиоизлучения. К ним относятся звезды и галактики , а также совершенно новые классы объектов, такие как радиогалактики , квазары , пульсары и мазеры . Открытие космического микроволнового фонового излучения , рассматриваемого как доказательство теории Большого взрыва , было сделано с помощью радиоастрономии.
Радиоастрономия проводится с использованием больших радиоантенн , называемых радиотелескопами , которые используются либо по отдельности, либо с несколькими связанными телескопами, использующими методы радиоинтерферометрии и синтеза апертуры . Использование интерферометрии позволяет радиоастрономии достигать высокого углового разрешения , поскольку разрешающая способность интерферометра определяется расстоянием между его компонентами, а не размером его компонентов.
Радиоастрономия отличается от радиолокационной астрономии тем, что первая представляет собой пассивное наблюдение (т. е. только прием), а вторая — активное (передача и прием).
До того, как Янский наблюдал Млечный Путь в 1930-х годах, физики предполагали, что радиоволны могут наблюдаться из астрономических источников. В 1860-х годах уравнения Джеймса Клерка Максвелла показали , что электромагнитное излучение связано с электричеством и магнетизмом и может существовать на любой длине волны . Было предпринято несколько попыток обнаружить радиоизлучение Солнца, включая эксперимент немецких астрофизиков Иоганна Вильсинга и Юлиуса Шайнера в 1896 году и аппарат для измерения сантиметровых волн, созданный Оливером Лоджем между 1897 и 1900 годами. Эти попытки не смогли обнаружить никакого излучения из-за технических ограничений инструментов. Открытие радиоотражающей ионосферы в 1902 году привело физиков к выводу, что этот слой будет отражать любые астрономические радиопередачи обратно в космос, делая их необнаружимыми. [1]
Карл Янский сделал открытие первого астрономического радиоисточника по счастливой случайности в начале 1930-х годов. Как недавно нанятый радиоинженер в Bell Telephone Laboratories , он получил задание исследовать статические помехи, которые могли бы помешать передаче голоса на коротких волнах через Атлантику. Используя большую направленную антенну , Янский заметил, что его аналоговая система записи с ручкой и бумагой продолжала записывать постоянный повторяющийся сигнал или «шипение» неизвестного происхождения. Поскольку сигнал достигал пика примерно каждые 24 часа, Янский сначала заподозрил, что источником помех было Солнце, пересекающее вид его направленной антенны. Однако дальнейший анализ показал, что источник не следовал точно 24-часовому суточному циклу Солнца, а вместо этого повторялся в цикле 23 часа и 56 минут. Янский обсудил загадочные явления со своим другом, астрофизиком Альбертом Мелвином Скеллеттом, который указал, что наблюдаемое время между пиками сигнала было точной продолжительностью звездных суток ; время, необходимое для того, чтобы «фиксированные» астрономические объекты, такие как звезды, проходили перед антенной каждый раз, когда Земля совершает один оборот. [2] Сравнивая свои наблюдения с оптическими астрономическими картами, Янский в конечном итоге пришел к выводу, что источник излучения достигал пика, когда его антенна была направлена на самую плотную часть Млечного Пути в созвездии Стрельца . [3]
Янский объявил о своем открытии на встрече в Вашингтоне, округ Колумбия, в апреле 1933 года, и так родилась область радиоастрономии. [4] В октябре 1933 года его открытие было опубликовано в журнальной статье под названием «Электрические возмущения, по-видимому, внеземного происхождения» в Трудах Института радиоинженеров . [5] Янский пришел к выводу, что поскольку Солнце (и, следовательно, другие звезды) не являются крупными излучателями радиошума, странные радиопомехи могут создаваться межзвездным газом и пылью в галактике, в частности, «тепловым возбуждением заряженных частиц». [2] [6] (Пиковый радиоисточник Янского, один из самых ярких на небе, был обозначен как Стрелец А в 1950-х годах, а позже была выдвинута гипотеза, что он испускается электронами в сильном магнитном поле. В настоящее время считается, что это ионы на орбите вокруг массивной черной дыры в центре галактики в точке, которая сейчас обозначена как Стрелец А*. Звездочка указывает на то, что частицы в Стрельце А ионизированы.) [7] [8] [9] [10]
После 1935 года Янский хотел исследовать радиоволны от Млечного Пути более подробно, но Bell Labs перенаправила его на другой проект, поэтому он больше не работал в области астрономии. Его пионерские усилия в области радиоастрономии были отмечены тем, что фундаментальная единица плотности потока , янский (Ян), была названа в его честь. [11]
Гроте Ребер был вдохновлен работой Янски и построил параболический радиотелескоп диаметром 9 м у себя во дворе в 1937 году. Он начал с повторения наблюдений Янски, а затем провел первый обзор неба в радиочастотах. [12] 27 февраля 1942 года Джеймс Стэнли Хей , научный сотрудник британской армии , впервые обнаружил радиоволны, излучаемые Солнцем. [13] Позже в том же году Джордж Кларк Саутворт , [14] из Bell Labs, как и Янски, также обнаружил радиоволны от Солнца. Оба исследователя были связаны военной безопасностью, окружающей радары, поэтому Ребер, который не был связан, первым опубликовал свои выводы 1944 года. [15] Несколько других людей независимо друг от друга открыли солнечные радиоволны, включая Э. Шотта в Дании [16] и Элизабет Александер, работающую на острове Норфолк . [17] [18] [19] [20]
В Кембриджском университете , где проводились ионосферные исследования во время Второй мировой войны , JA Ratcliffe вместе с другими членами Исследовательского института телекоммуникаций , проводившими военные исследования радаров , создали в университете группу радиофизики, где наблюдались и изучались радиоволновые излучения Солнца. Эти ранние исследования вскоре переросли в наблюдение других небесных радиоисточников, и были впервые применены методы интерферометрии для изоляции углового источника обнаруженных излучений. Мартин Райл и Энтони Хьюиш из Кавендишской астрофизической группы разработали метод синтеза апертуры вращения Земли. Радиоастрономическая группа в Кембридже в 1950-х годах основала Радиоастрономическую обсерваторию Маллард недалеко от Кембриджа. В конце 1960-х и начале 1970-х годов, когда компьютеры (такие как Titan ) стали способны обрабатывать требуемые интенсивные инверсии преобразования Фурье , они использовали синтез апертуры для создания эффективной апертуры «One-Mile», а позднее «5 км» с помощью телескопов One-Mile и Ryle соответственно. Они использовали Кембриджский интерферометр для составления карты радионеба, создав Второй (2C) и Третий (3C) Кембриджские каталоги радиоисточников. [21]
Радиоастрономы используют различные методы для наблюдения за объектами в радиоспектре. Инструменты могут быть просто направлены на источник радиоизлучения с высокой энергией для анализа его излучения. Чтобы «создать изображение» области неба более подробно, можно записать несколько перекрывающихся сканов и объединить их в мозаичное изображение. Тип используемого инструмента зависит от силы сигнала и необходимого количества деталей.
Наблюдения с поверхности Земли ограничены длинами волн, которые могут проходить через атмосферу. На низких частотах или длинных волнах передача ограничена ионосферой , которая отражает волны с частотами, меньшими ее характерной плазменной частоты . Водяной пар мешает радиоастрономии на более высоких частотах, что привело к строительству радиообсерваторий, которые проводят наблюдения на миллиметровых длинах волн на очень высоких и сухих участках, чтобы минимизировать содержание водяного пара в зоне прямой видимости. Наконец, передающие устройства на Земле могут вызывать радиочастотные помехи . Из-за этого многие радиообсерватории строятся в отдаленных местах.
Радиотелескопы могут быть чрезвычайно большими, чтобы принимать сигналы с низким отношением сигнал/шум . Кроме того, поскольку угловое разрешение является функцией диаметра « объектива » пропорционально длине волны наблюдаемого электромагнитного излучения, радиотелескопы должны быть намного больше по сравнению со своими оптическими аналогами. Например, оптический телескоп диаметром 1 метр в два миллиона раз больше длины наблюдаемой световой волны, что дает ему разрешение примерно 0,3 угловых секунды , тогда как «тарелка» радиотелескопа во много раз большего размера может, в зависимости от наблюдаемой длины волны, разрешить только объект размером с полную Луну (30 угловых минут).
Трудность достижения высокого разрешения с помощью отдельных радиотелескопов привела к радиоинтерферометрии , разработанной британским радиоастрономом Мартином Райлом и австралийскими инженером, радиофизиком и радиоастрономом Джозефом Лейдом Поуси и Руби Пейн-Скотт в 1946 году. Первое использование радиоинтерферометра для астрономических наблюдений было осуществлено Пейн-Скоттом, Поуси и Линдси Маккриди 26 января 1946 года с использованием одной преобразованной радиолокационной антенны (решетка поперечных лучей) на частоте 200 МГц недалеко от Сиднея, Австралия . Эта группа использовала принцип интерферометра «море-утес», в котором антенна (ранее радар времен Второй мировой войны) наблюдала за Солнцем на восходе солнца с помехами, возникающими из-за прямого излучения Солнца и отраженного излучения от моря. С этой базовой линией почти в 200 метров авторы определили, что солнечное излучение во время фазы всплеска было намного меньше солнечного диска и возникало из области, связанной с большой группой солнечных пятен . Австралийская группа изложила принципы синтеза апертуры в новаторской статье, опубликованной в 1947 году. Использование интерферометра « морской утес» было продемонстрировано многочисленными группами в Австралии, Иране и Великобритании во время Второй мировой войны, которые наблюдали интерференционные полосы (прямое отраженное излучение радара и отраженный сигнал от моря) от приближающихся самолетов.
Кембриджская группа Райла и Фонберга впервые наблюдала Солнце на частоте 175 МГц в середине июля 1946 года с помощью интерферометра Майкельсона, состоящего из двух радиоантенн с интервалом от нескольких десятков метров до 240 метров. Они показали, что радиоизлучение было меньше 10 угловых минут , а также обнаружили круговую поляризацию во всплесках типа I. Две другие группы также обнаружили круговую поляризацию примерно в то же время ( Дэвид Мартин в Австралии и Эдвард Эпплтон с Джеймсом Стэнли Хеем в Великобритании).
Современные радиоинтерферометры состоят из широко разнесенных радиотелескопов, наблюдающих за одним и тем же объектом, которые соединены вместе с помощью коаксиального кабеля , волновода , оптического волокна или другого типа линии передачи . Это не только увеличивает общий собранный сигнал, но и может быть использовано в процессе, называемом синтезом апертуры, для значительного увеличения разрешения. Эта техника работает путем наложения (« интерференции ») волн сигнала от разных телескопов по принципу, что волны, совпадающие с одной и той же фазой, будут добавляться друг к другу, в то время как две волны, имеющие противоположные фазы, будут нейтрализовывать друг друга. Это создает объединенный телескоп, который имеет размер антенн, наиболее удаленных друг от друга в массиве. Для того, чтобы получить высококачественное изображение, требуется большое количество различных разделений между различными телескопами (проецируемое разделение между любыми двумя телескопами, как видно из радиоисточника, называется «базовой линией») — требуется как можно больше различных базовых линий, чтобы получить изображение хорошего качества. Например, Very Large Array имеет 27 телескопов, дающих одновременно 351 независимую базовую линию.
Начиная с 1970-х годов, улучшение стабильности приемников радиотелескопов позволило объединить телескопы со всего мира (и даже на околоземной орбите) для выполнения интерферометрии с очень длинной базой . Вместо физического соединения антенн данные, полученные на каждой антенне, сопоставляются с информацией о времени, обычно с местных атомных часов , а затем сохраняются для последующего анализа на магнитной ленте или жестком диске. В это позднее время данные сопоставляются с данными с других антенн, записанными аналогичным образом, для получения результирующего изображения. Используя этот метод, можно синтезировать антенну, которая фактически имеет размер Земли. Большие расстояния между телескопами позволяют достичь очень высоких угловых разрешений, фактически намного больших, чем в любой другой области астрономии. На самых высоких частотах возможны синтезированные лучи менее 1 угловой миллисекунды .
Наиболее выдающимися массивами VLBI, работающими сегодня, являются Very Long Baseline Array (с телескопами, расположенными по всей Северной Америке) и European VLBI Network (телескопы в Европе, Китае, Южной Африке и Пуэрто-Рико). Каждый массив обычно работает отдельно, но иногда проекты наблюдаются вместе, что повышает чувствительность. Это называется Global VLBI. Существуют также сети VLBI, работающие в Австралии и Новой Зеландии, называемые LBA (Long Baseline Array), [22] и массивы в Японии, Китае и Южной Корее, которые наблюдают вместе, образуя East-Asian VLBI Network (EAVN). [23]
С момента своего создания запись данных на жесткий носитель была единственным способом объединить данные, записанные на каждом телескопе, для последующей корреляции. Однако сегодняшняя доступность всемирных сетей с высокой пропускной способностью позволяет проводить VLBI в режиме реального времени. Эта технология (называемая e-VLBI) была первоначально разработана в Японии, а позднее принята в Австралии и Европе EVN (Европейской сетью VLBI), которая ежегодно выполняет все больше научных проектов e-VLBI. [24]
Радиоастрономия привела к существенному росту астрономических знаний, особенно с открытием нескольких классов новых объектов, включая пульсары , квазары [25] и радиогалактики . Это связано с тем, что радиоастрономия позволяет нам видеть вещи, которые не обнаруживаются в оптической астрономии. Такие объекты представляют собой некоторые из самых экстремальных и энергичных физических процессов во Вселенной.
Космическое микроволновое фоновое излучение также было впервые обнаружено с помощью радиотелескопов. Однако радиотелескопы также использовались для исследования объектов, расположенных гораздо ближе к дому, включая наблюдения за Солнцем и солнечной активностью, а также радиолокационное картирование планет .
Другие источники включают в себя:
Радиосигнал Земли в основном естественный и сильнее, чем, например, радиосигнал Юпитера, но он создается полярными сияниями Земли и отражается от ионосферы обратно в космос. [27]
Радиоастрономическая служба (также: радиоастрономическая радиокоммуникационная служба ) в соответствии со статьей 1.58 Регламента радиосвязи (РР ) Международного союза электросвязи (МСЭ ) [28] определяется как « Служба радиосвязи, включающая использование радиоастрономии». Предметом этой службы радиосвязи является прием радиоволн, передаваемых астрономическими или небесными объектами.
Распределение радиочастот осуществляется в соответствии со статьей 5 Регламента радиосвязи МСЭ (редакция 2012 г.) [29] .
Для улучшения гармонизации использования спектра большинство выделений служб, предусмотренных в этом документе, были включены в национальные Таблицы распределения и использования частот, которые находятся в сфере ответственности соответствующей национальной администрации. Выделение может быть первичным, вторичным, исключительным и совместным.
В соответствии с соответствующим регионом МСЭ полосы частот распределяются (первично или вторично) радиоастрономической службе следующим образом.
В апреле 1933 года, завершая почти два года исследований, Янский прочитал свою прорывную статью «Электрические возмущения, по-видимому, внеземного происхождения» перед заседанием Международного научного радиосоюза в Вашингтоне, округ Колумбия. Он обнаружил, что самые сильные из внеземных волн исходят из области в Стрельце, сосредоточенной вокруг прямого восхождения 18 часов и склонения — 20 градусов — другими словами, из направления на галактический центр. Открытие Янского попало на первую страницу New York Times 5 мая 1933 года, и так родилась область радиоастрономии.
Янский умер в 1950 году в возрасте 44 лет в результате обширного инсульта, вызванного болезнью почек. Когда эта первая статья 1933 года была перепечатана в Proceedings of the IEEE в 1984 году, редакторы отметили, что работа Янского, скорее всего, получила бы Нобелевскую премию, если бы ученый не умер так рано. Сегодня «янский» является единицей измерения интенсивности радиоволн (плотности потока).
