.jpg/1280px-UTR-2_-_P3094042_(wiki).jpg)
Радиотелескоп — это специализированная антенна и радиоприемник, используемые для обнаружения радиоволн от астрономических радиоисточников в небе. [1] [2] [3] Радиотелескопы являются основным наблюдательным инструментом, используемым в радиоастрономии , которая изучает радиочастотную часть электромагнитного спектра, излучаемого астрономическими объектами, так же как оптические телескопы являются основным наблюдательным инструментом, используемым в традиционной оптической астрономии, которая изучает световую часть спектра, исходящую от астрономических объектов. В отличие от оптических телескопов, радиотелескопы могут использоваться как днем, так и ночью.
Поскольку астрономические радиоисточники, такие как планеты , звезды , туманности и галактики, находятся очень далеко, радиоволны, исходящие от них, чрезвычайно слабы, поэтому радиотелескопам требуются очень большие антенны, чтобы собирать достаточно радиоэнергии для их изучения, и чрезвычайно чувствительное приемное оборудование. Радиотелескопы, как правило, представляют собой большие параболические («тарелочные») антенны, подобные тем, которые используются для отслеживания и связи со спутниками и космическими зондами. Они могут использоваться по отдельности или быть соединенными вместе электронным способом в массив. Радиообсерватории предпочтительно располагаются вдали от крупных населенных пунктов, чтобы избежать электромагнитных помех (ЭМП) от радио, телевидения , радаров , автомобилей и других искусственных электронных устройств.
Радиоволны из космоса впервые были обнаружены инженером Карлом Гуте Янским в 1932 году в Bell Telephone Laboratories в Холмделе, штат Нью-Джерси, с помощью антенны, созданной для изучения шума радиоприемника. Первым специально построенным радиотелескопом была 9-метровая параболическая тарелка, построенная радиолюбителем Гроте Ребером на заднем дворе в Уитоне, штат Иллинойс, в 1937 году. Проведенный им обзор неба часто считается началом радиоастрономии.
Первая радиоантенна, используемая для определения астрономического источника радиосигнала, была построена Карлом Гуте Янским , инженером Bell Telephone Laboratories , в 1932 году. Янскому было поручено определить источники статических помех , которые могли бы помешать работе радиотелефонной связи . Антенна Янского представляла собой массив диполей и отражателей, предназначенных для приема коротковолновых радиосигналов на частоте 20,5 МГц (длина волны около 14,6 метров). Она была установлена на поворотном столе, что позволяло ей вращаться в любом направлении, за что ее прозвали «каруселью Янского». Она имела диаметр около 100 футов (30 м) и высоту 20 футов (6 м). Вращая антенну, можно было точно определить направление принимаемого источника помех (статических помех). В небольшом сарае сбоку от антенны размещалась аналоговая система записи с помощью ручки и бумаги. После записи сигналов со всех направлений в течение нескольких месяцев Янский в конечном итоге классифицировал их на три типа статики: близкие грозы, далекие грозы и слабое устойчивое шипение над дробовым шумом неизвестного происхождения. Янский наконец определил, что «слабое шипение» повторялось с циклом в 23 часа и 56 минут. Этот период равен продолжительности астрономических сидерических суток , времени, которое требуется любому «фиксированному» объекту, расположенному на небесной сфере , чтобы вернуться в то же самое место на небе. Таким образом, Янский заподозрил, что шипение возникло за пределами Солнечной системы , и, сравнив свои наблюдения с оптическими астрономическими картами, Янский пришел к выводу, что излучение исходит из Галактики Млечный Путь и было сильнее всего в направлении центра галактики, в созвездии Стрельца .
Радиолюбитель Гроте Ребер был одним из пионеров того, что стало известно как радиоастрономия . Он построил первый параболический «тарелочный» радиотелескоп диаметром 9 метров (30 футов) на своем заднем дворе в Уитоне, штат Иллинойс, в 1937 году. Он повторил новаторскую работу Янского, определив Млечный Путь как первый внеземной источник радиоизлучения, и он продолжил проводить первый обзор неба на очень высоких радиочастотах, обнаружив другие источники радиоизлучения. Быстрое развитие радаров во время Второй мировой войны создало технологию, которая была применена в радиоастрономии после войны, и радиоастрономия стала разделом астрономии, при этом университеты и научно-исследовательские институты строили большие радиотелескопы. [4]
Диапазон частот в электромагнитном спектре , составляющем радиоспектр, очень велик. Как следствие, типы антенн, которые используются в качестве радиотелескопов, сильно различаются по конструкции, размеру и конфигурации. На длинах волн от 30 до 3 метров (10–100 МГц) они, как правило, представляют собой либо направленные антенные решетки, похожие на «телевизионные антенны», либо большие стационарные отражатели с подвижными фокусными точками. Поскольку длины волн, наблюдаемые с помощью этих типов антенн, очень велики, поверхности «отражателя» могут быть изготовлены из грубой проволочной сетки, такой как проволочная сетка . [5] [6] На более коротких длинах волн преобладают параболические «тарельчатые» антенны . Угловое разрешение тарелочной антенны определяется отношением диаметра тарелки к длине волны наблюдаемых радиоволн. Это определяет размер тарелки, необходимый радиотелескопу для полезного разрешения. Радиотелескопы, работающие на длинах волн от 3 до 30 см (от 100 МГц до 1 ГГц), обычно имеют диаметр значительно более 100 метров. Телескопы, работающие на длинах волн короче 30 см (выше 1 ГГц), имеют размер от 3 до 90 метров в диаметре. [ необходима цитата ]
Растущее использование радиочастот для связи все больше затрудняет астрономические наблюдения (см. Открытый спектр ). Переговоры по защите распределения частот для частей спектра, наиболее полезных для наблюдения за Вселенной, координируются в Научном комитете по распределению частот для радиоастрономии и космической науки.
Некоторые из наиболее примечательных диапазонов частот, используемых радиотелескопами, включают в себя:
Самый большой в мире радиотелескоп с заполненной апертурой (т. е. полная тарелка) — это пятисотметровый апертурный сферический телескоп (FAST), завершенный в 2016 году Китаем . [8] Тарелка диаметром 500 метров (1600 футов) с площадью, равной 30 футбольным полям, встроена в естественную карстовую впадину в ландшафте провинции Гуйчжоу и не может двигаться; антенна-облучатель находится в кабине, подвешенной над тарелкой на тросах. Активная тарелка состоит из 4450 подвижных панелей, управляемых компьютером. Изменяя форму тарелки и перемещая кабину-облучатель на ее тросах, телескоп можно направить на любую область неба до 40° от зенита. Хотя тарелка имеет диаметр 500 метров, в любой момент времени антенной-облучателем освещается только 300-метровая круглая область на тарелке, поэтому фактическая эффективная апертура составляет 300 метров. Строительство началось в 2007 году и было завершено в июле 2016 года [9] , а телескоп был введен в эксплуатацию 25 сентября 2016 года. [10]
Вторым по величине в мире телескопом с заполненной апертурой был радиотелескоп Аресибо, расположенный в Аресибо, Пуэрто-Рико , хотя он потерпел катастрофическое разрушение 1 декабря 2020 года. Аресибо был одним из немногих радиотелескопов в мире, также способных к активному (т. е. передающему) радиолокационному изображению околоземных объектов (см.: радиолокационная астрономия ); большинство других телескопов используют пассивное обнаружение, т. е. только прием. Аресибо был еще одним стационарным телескопом-тарелкой, таким как FAST. 305-метровая (1001 фут) тарелка Аресибо была встроена в естественную впадину в ландшафте, антенна могла управляться в пределах угла около 20° от зенита путем перемещения подвесной антенны-фидера , что позволяло использовать часть тарелки диаметром 270 метров для любого отдельного наблюдения.
Самым крупным отдельным радиотелескопом любого типа является РАТАН-600, расположенный недалеко от Нижнего Архыза , Россия , который состоит из 576-метрового круга прямоугольных радиорефлекторов, каждый из которых может быть направлен на центральный конический приемник.
Вышеуказанные стационарные антенны не являются полностью «управляемыми»; они могут быть направлены только на точки в области неба вблизи зенита и не могут принимать сигналы от источников вблизи горизонта. Самый большой полностью управляемый радиотелескоп с тарелкой — это 100-метровый телескоп Грин-Бэнк в Западной Вирджинии , США, построенный в 2000 году. Самый большой полностью управляемый радиотелескоп в Европе — это 100-метровый радиотелескоп Эффельсберг около Бонна , Германия, эксплуатируемый Институтом радиоастрономии Макса Планка , который также был крупнейшим в мире полностью управляемым телескопом в течение 30 лет, пока не была построена антенна Грин-Бэнк. [11] Третий по величине полностью управляемый радиотелескоп — это 76-метровый телескоп Ловелла в обсерватории Джодрелл-Бэнк в Чешире , Англия, построенный в 1957 году. Четвертые по величине полностью управляемые радиотелескопы — это шесть 70-метровых антенн: три российских РТ-70 и три в NASA Deep Space Network . Планируемый радиотелескоп Цитай диаметром 110 м (360 футов) должен стать крупнейшим в мире полностью управляемым радиотелескопом с одной антенной после завершения строительства в 2028 году.
Более типичный радиотелескоп имеет одну антенну диаметром около 25 метров. Десятки радиотелескопов примерно такого размера эксплуатируются в радиообсерваториях по всему миру.
С 1965 года человечество запустило три космических радиотелескопа. Первый, КРТ-10, был прикреплен к орбитальной космической станции «Салют-6» в 1979 году. В 1997 году Япония отправила второй, HALCA . Последний был отправлен Россией в 2011 году под названием «Спектр-Р» .
Одно из самых заметных достижений произошло в 1946 году с введением техники, называемой астрономической интерферометрией , которая означает объединение сигналов с нескольких антенн таким образом, чтобы они имитировали большую антенну, для достижения большего разрешения. Астрономические радиоинтерферометры обычно состоят либо из массивов параболических тарелок (например, One-Mile Telescope ), массивов одномерных антенн (например, Molonglo Observatory Synthesis Telescope ) или двумерных массивов всенаправленных диполей (например, Pulsar Array Тони Хьюиша ). Все телескопы в массиве широко разнесены и обычно соединены с помощью коаксиального кабеля , волновода , оптического волокна или другого типа линии передачи . Недавние достижения в стабильности электронных осцилляторов также теперь позволяют проводить интерферометрию путем независимой записи сигналов на различных антеннах, а затем позже коррелировать записи на каком-то центральном обрабатывающем объекте. Этот процесс известен как интерферометрия со сверхдлинной базой (VLBI) . Интерферометрия действительно увеличивает общий собранный сигнал, но ее основная цель — значительно увеличить разрешение с помощью процесса, называемого синтезом апертуры . Этот метод 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 с противоположными фазами будут нейтрализовывать друг друга. Это создает комбинированный телескоп, который по разрешению (но не по чувствительности) эквивалентен одной антенне, диаметр которой равен расстоянию между антеннами, наиболее удаленными друг от друга в решетке.
Для получения высококачественного изображения требуется большое количество различных разделений между телескопами. Проецируемое разделение между любыми двумя телескопами, как видно из радиоисточника, называется базовой линией. Например, Very Large Array (VLA) около Сокорро, Нью-Мексико, имеет 27 телескопов с 351 независимой базовой линией одновременно, что позволяет достичь разрешения 0,2 угловых секунд на длинах волн 3 см. [12] Группа Мартина Райла в Кембридже получила Нобелевскую премию за интерферометрию и синтез апертуры. [13] Зеркальный интерферометр Ллойда также был независимо разработан в 1946 году группой Джозефа Поуси в Сиднейском университете . [14] В начале 1950-х годов Кембриджский интерферометр картировал радионебо, чтобы произвести знаменитые обзоры радиоисточников 2C и 3C . Примером большой физически связанной решетки радиотелескопов является гигантский радиотелескоп Metrewave , расположенный в Пуне , Индия . Самый большой массив, низкочастотный массив (LOFAR), завершенный в 2012 году, расположен в Западной Европе и состоит из около 81 000 небольших антенн на 48 станциях, распределенных по площади в несколько сотен километров в диаметре, и работает в диапазоне длин волн от 1,25 до 30 м. Системы VLBI, использующие обработку после наблюдения, были построены с антеннами, расположенными на расстоянии тысяч миль друг от друга. Радиоинтерферометры также использовались для получения подробных изображений анизотропии и поляризации космического микроволнового фона , как и интерферометр CBI в 2004 году.
Планируется, что крупнейший в мире физически связанный телескоп Square Kilometre Array (SKA) начнет работу в 2025 году.
Многие астрономические объекты не только наблюдаются в видимом свете , но и испускают излучение в радиодиапазоне . Помимо наблюдения за энергетическими объектами, такими как пульсары и квазары , радиотелескопы способны «получать изображения» большинства астрономических объектов, таких как галактики , туманности и даже радиоизлучение планет . [15] [16]
.jpg/1280px-70-%D0%BC_%D0%B0%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0_%D0%9F-2500_(%D0%A0%D0%A2-70).jpg)
_%D0%92%D0%A6%D0%94%D0%9A%D0%A1_-_panoramio_(2).jpg/1280px-%D0%90%D0%BD%D1%82%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D0%B0_%D0%9F-2500_(%D0%A0%D0%A2-70)_%D0%92%D0%A6%D0%94%D0%9A%D0%A1_-_panoramio_(2).jpg)
