Радиоастрономия — раздел астрономии , изучающий небесные объекты на радиочастотах . Первое обнаружение радиоволн от астрономического объекта произошло в 1933 году, когда Карл Янски из Bell Telephone Laboratories сообщил об излучении, исходящем из 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 , считающегося доказательством 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 достичь 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 можно наблюдать 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 Йоханнеса Вилсинга и Юлиуса Шайнера в 1896 году, а также установку излучения сантиметровых волн, созданную Оливером Лоджем между 1897 и 1900 годами. Эти попытки не смогли обнаружить никакого излучения из-за технические ограничения инструментов. Открытие в 1902 году ионосферы , отражающей радиоизлучение , привело физиков к выводу, что этот слой будет отражать любые астрономические радиопередачи обратно в космос, делая их необнаружимыми. [1]
Карл Янский по счастливой случайности открыл первый астрономический радиоисточник в начале 1930-х годов. В качестве недавно нанятого радиоинженера в Bell Telephone Laboratories ему было поручено исследовать статические помехи, которые могут мешать коротковолновой трансатлантической передаче голоса. Используя большую направленную антенну , Янски заметил, что его аналоговая записывающая система записывала постоянный повторяющийся сигнал или «шипение» неизвестного происхождения. Поскольку сигнал достиг пика примерно каждые 24 часа, Янски сначала заподозрил, что источником помех было Солнце, пересекающее поле зрения его направленной антенны. Однако дальнейший анализ показал, что источник не точно следовал 24-часовому суточному циклу Солнца, а вместо этого повторял цикл в 23 часа 56 минут. Янский обсудил загадочные явления со своим другом, астрофизиком Альбертом Мелвином Скеллеттом, который отметил, что наблюдаемое время между пиками сигнала было точной продолжительностью звездного дня ; время, необходимое «неподвижным» астрономическим объектам, таким как звезда, чтобы пройти перед антенной каждый раз, когда Земля вращается. [2] Сравнивая свои наблюдения с оптическими астрономическими картами, Янский в конце концов пришел к выводу, что пик источника излучения достигался тогда, 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 радиоастрономия. [4] В октябре 1933 года его открытие было опубликовано в журнальной статье под названием «Электрические помехи, 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 быть созданы межзвездным газом и пылью в галактике, в частности, «тепловым возбуждением заряженных частиц». " [2] [6] (Пик радиоисточника Янского, один из самых ярких на небе, в 1950-х годах был обозначен как Стрелец А , а позже была выдвинута гипотеза, что он испускается электронами в сильном магнитном поле. В настоящее время считается, что это ионы в вращается вокруг массивной черной дыры в центре галактики в точке, которая сейчас обозначается как Стрелец А*. Звездочка указывает, что частицы в Стрельце А ионизированы.) [7] [8] [9] [10]
После 1935 года Янский хотел более подробно исследовать радиоволны Млечного Пути, но Bell Labs переназначила его на другой проект, поэтому он больше не работал в области астрономии. Его новаторские усилия в области радиоастрономии были отмечены присвоением его имени фундаментальной единице плотности потока — янскому ( Jy). [11]
Гроте Ребер был вдохновлен работой Янски и в 1937 году построил у себя на заднем дворе параболический радиотелескоп диаметром 9 м. Он начал с повторения наблюдений Янски, а затем провел первый обзор неба в радиочастотах. [12] 27 февраля 1942 года Джеймс Стэнли Хей , офицер-исследователь 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 мерами безопасности, связанными с радаром во время войны, поэтому Ребер, который этого не делал, первым опубликовал свои выводы 1944 года. [15] Несколько других людей независимо открыли солнечные радиоволны, в том числе Э. Шотт в Дании [16] и Элизабет Александер , работающая на острове Норфолк . [17] [18] [19] [20]
В Кембриджском университете , где во время Второй мировой войны проводились исследования ионосферы , Дж. А. Рэтклифф вместе с другими членами Научно-исследовательского института телекоммуникаций , проводившими во время войны исследования радаров , создал в университете группу радиофизики, где изучались радиоволновые излучения Солнца. наблюдал и изучал. Эти ранние исследования вскоре переросли в наблюдения других небесных радиоисточников, и были впервые применены методы интерферометрии, позволяющие изолировать угловой источник обнаруженных излучений. Мартин Райл и Энтони Хьюиш из Кавендишской астрофизической группы разработали метод синтеза апертуры вращения Земли . Группа радиоастрономов в Кембридже в 1950-х годах основала Радиоастрономическую обсерваторию Малларда недалеко от Кембриджа. В конце 1960-х и начале 1970-х годов, когда компьютеры (такие как « Титан ») стали способны обрабатывать необходимые инверсии преобразования Фурье с интенсивными вычислениями, они использовали синтез апертуры для создания эффективной апертуры «одна миля», а затем и «5 км», используя телескопы 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 объектов в радиоспектре. Приборы можно просто направить на источник энергичного радиоизлучения, чтобы проанализировать его излучение. Чтобы «изобразить» область неба более детально, можно записать несколько перекрывающихся сканов и объединить их в мозаичное изображение. Тип используемого прибора зависит от силы сигнала и необходимой детализации.
Наблюдения с поверхности Земли ограничены длинами волн, которые могут проходить через атмосферу. На низких частотах или длинных волнах передача ограничивается ионосферой , которая отражает волны с частотами, меньшими, чем ее характерная плазменная частота . Водяной пар мешает радиоастрономии на более высоких частотах, что привело к созданию радиообсерваторий, которые проводят наблюдения на миллиметровых волнах на очень высоких и сухих участках, чтобы свести к минимуму содержание водяного пара на прямой видимости. Наконец, передающие устройства на Земле могут вызывать радиочастотные помехи . По этой причине многие радиообсерватории строятся в отдаленных местах.
Радиотелескопы, возможно, должны быть чрезвычайно большими, чтобы принимать сигналы с низким отношением сигнал/шум . Кроме того, поскольку угловое разрешение является функцией диаметра «объектива » и пропорционально длине волны наблюдаемого электромагнитного излучения, радиотелескопы должны быть намного больше по сравнению с их оптическими аналогами. Например, оптический телескоп диаметром 1 метр в два миллиона раз больше длины волны наблюдаемого света, 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, сможет разрешить только объект размером с полную луну (30 угловых минут).
Трудность достижения высокого разрешения с помощью одиночных радиотелескопов привела к радиоинтерферометрии , разработанной британским радиоастрономом Мартином Райлом и австралийским инженером, радиофизиком и радиоастрономом Джозефом Лейдом Поузи и Руби Пейн-Скотт в 1946 году. Первое использование радиоинтерферометра для Астрономическое наблюдение было проведено Пэйном-Скоттом, Поузи и Линдси Маккриди 26 января 1946 года с использованием единственной переоборудованной радиолокационной антенны (широкая антенная решетка) на частоте 200 МГц недалеко от Сиднея, Австралия . Эта группа использовала принцип интерферометра с морскими скалами, в котором антенна (бывший радар времен Второй мировой войны) наблюдала Солнце на восходе солнца с помехами, возникающими из-за прямого излучения Солнца и отраженного излучения моря. Используя базовую линию почти в 200 метров, авторы определили, что солнечная радиация во время фазы вспышки была намного меньше, чем солнечный диск, и исходила из области, связанной с большой группой солнечных пятен . Австралийская группа изложила принципы синтеза апертуры в новаторской статье, опубликованной в 1947 году. Использование интерферометра морского утеса было продемонстрировано многочисленными группами в Австралии, Иране и Великобритании во время Второй мировой войны, которые наблюдали помехи. полосы (прямое обратное 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, расположенных на расстоянии от нескольких десятков метров до 240 метров. Они показали, что размер радиоизлучения составлял менее 10 угловых минут , а также обнаружили круговую поляризацию во всплесках типа I. Примерно в то же время две другие группы также обнаружили круговую поляризацию ( Дэвид Мартин в Австралии и Эдвард Эпплтон с Джеймсом Стэнли Хей 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 объем собираемого сигнала, но также может использоваться в процессе, называемом синтезом апертуры , для значительного увеличения разрешения. Этот метод работает путем наложения (« интерференции ») сигнальных волн от разных телескопов по принципу, что волны , совпадающие с одной и той же фазой , дополняют друг друга, в то время как две волны с противоположными фазами нейтрализуют друг друга. В результате создается комбинированный телескоп, размер которого соответствует размеру самых дальних друг от друга антенн в решетке. Для получения изображения высокого качества требуется большое количество различных расстояний между разными телескопами (проецируемое расстояние между любыми двумя телескопами, если смотреть со стороны 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 со очень длинной базой . Вместо физического соединения антенн данные, полученные на каждой антенне, сопоставляются с информацией о времени, обычно от местных атомных часов , а затем сохраняются для последующего анализа на магнитной ленте или жестком диске. В этот более поздний момент данные коррелируются с данными других антенн, записанными аналогичным образом, для получения результирующего изображения. Используя этот метод, можно синтезировать антенну размером с Землю. Большие расстояния между телескопами позволяют достичь очень высокого углового разрешения, намного большего, чем в любой другой области астрономии. На самых высоких частотах возможны синтезированные лучи менее 1 миллисекунды дуги .
Наиболее выдающимися РСДБ-системами, действующими сегодня, являются решетка со сверхдлинной базой (телескопы расположены по всей Северной Америке) и европейская сеть РСДБ (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 РСДБ, работающие в Австралии и Новой Зеландии, называемые LBA (Long Baseline Array) [22] и массивы в Японии, Китае и Южной Корее, которые вместе образуют Восточно-Азиатскую сеть РСДБ (EAVN). [23]
С момента своего создания запись данных на жесткий носитель была единственным способом объединить данные, записанные на каждом телескопе, для последующей корреляции. Однако наличие сегодня во всем мире сетей с высокой пропускной способностью позволяет выполнять РСДБ в режиме реального времени. Этот метод (именуемый e-VLBI) был первоначально разработан в Японии, а совсем недавно принят в Австралии и Европе EVN (Европейской сетью VLBI), которая ежегодно выполняет все большее количество научных проектов e-VLBI. [24]
Радиоастрономия привела к существенному увеличению астрономических знаний, особенно с открытием нескольких классов новых объектов, включая пульсары , квазары [25] и радиогалактики . Это потому, что радиоастрономия позволяет нам видеть вещи, которые невозможно обнаружить с помощью оптической астрономии. Такие объекты представляют собой одни 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, гораздо более близких к дому, включая наблюдения Солнца и солнечной активности, а также радиолокационное картографирование планет .
Другие источники включают:
Радиоастрономическая служба (также: радиоастрономическая служба радиосвязи ) в соответствии со статьей 1.58 Регламента радиосвязи (РР ) Международного союза электросвязи (МСЭ ) [27] определяется как « Служба радиосвязи , включающая использование радиоастрономии». Предметом данной услуги радиосвязи является прием радиоволн, передаваемых астрономическими или небесными объектами.
Распределение радиочастот осуществляется согласно статье 5 Регламента радиосвязи МСЭ (редакция 2012 г.). [28]
В целях улучшения гармонизации использования спектра большинство распределений служб, предусмотренных в этом документе, были включены в национальные таблицы распределения и использования частот, за которые отвечает соответствующая национальная администрация. Распределение может быть первичным, вторичным, исключительным и общим.
В соответствии с соответствующим регионом МСЭ полосы частот распределяются (первичные или вторичные) радиоастрономической службе следующим образом.
В апреле 1933 года, завершая почти два года обучения, Янский прочитал свою революционную статью «Электрические возмущения, очевидно, внеземного происхождения» перед собранием Международного научного радиосоюза в Вашингтоне, округ Колумбия.
Он обнаружил, что самые сильные из внеземных волн исходят из области в Стрельце с центром в районе 18 часов прямого восхождения и склонения — 20 градусов — другими словами, со стороны галактического центра.
Открытие Янского появилось на первой полосе газеты «Нью-Йорк Таймс» 5 мая 1933 года, и так родилась область радиоастрономии.
Янский умер в 1950 году в возрасте 44 лет в результате обширного инсульта, вызванного заболеванием почек.
Когда эта первая статья 1933 года была перепечатана в Proceedings of the IEEE в 1984 году, редакторы отметили, что работа Янски, скорее всего, получила бы Нобелевскую премию, если бы учёный не умер таким молодым.
Сегодня «янский» — это единица измерения интенсивности радиоволн (плотности потока).
