.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)
- Блюдо КРТ-10 Салюта -6 на марке
- Японское блюдо ХАЛКА
- Тарелка «Спектр-Р» в собранном виде (слева)
.jpg/1280px-UTR-2_-_P3094042_(wiki).jpg)
Радиотелескоп — это специализированная антенна и радиоприемник, используемые для обнаружения радиоволн от астрономических радиоисточников на 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. который изучает часть спектра световых волн , исходящую от астрономических объектов. В отличие от оптических телескопов, радиотелескопы можно использовать как днем, так и ночью.
Поскольку астрономические радиоисточники, такие как планеты , звезды , туманности и галактики, находятся очень далеко, исходящие от них радиоволны чрезвычайно слабы, поэтому радиотелескопам требуются очень большие антенны, чтобы собрать достаточно радиоэнергии для их изучения, и чрезвычайно чувствительное приемное оборудование. Радиотелескопы обычно представляют собой большие параболические («тарелочные») антенны, подобные тем, которые используются для слежения и связи со спутниками и космическими зондами. Их можно использовать индивидуально или соединять вместе в электронном виде в массив. Радиообсерватории предпочтительно располагать вдали от крупных населенных пунктов, чтобы избежать электромагнитных помех (ЭМИ) от радио, телевидения , радаров , автомобилей и других электронных устройств, созданных человеком.
Радиоволны из космоса были впервые обнаружены инженером Карлом Гуте Янски 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 антенна, построенная радиолюбителем Гроте Ребером на его заднем дворе в Уитоне, штат Иллинойс, в 1937 году. Проведенный им обзор неба часто считается началом области радиоастрономии.
Первая радиоантенна, используемая для идентификации астрономического радиоисточника, была построена Карлом Гуте Янски , инженером Bell Telephone Laboratories , в 1932 году. Янски была поставлена задача идентифицировать источники статического электричества , которые могли бы мешать работе радиотелефонной связи. Антенна Янского представляла собой решетку диполей и рефлекторов , предназначенную для приема коротковолновых радиосигналов на частоте 20,5 МГц (длина волны около 14,6 метра). Он был установлен на поворотной платформе, которая позволяла ему вращаться в любом направлении, за что он получил название «карусель Янского». Он имел диаметр примерно 100 футов (30 м) и высоту 20 футов (6 м). Вращая антенну, можно было точно определить направление принимаемого источника помех (статического). В небольшом сарае сбоку от антенны располагалась аналоговая записывающая система. После записи сигналов со всех направлений в течение нескольких месяцев Янский в конечном итоге разделил их на три типа статики: ближайшие грозы, далекие грозы и слабое устойчивое шипение поверх дробового шума неизвестного происхождения. Янски наконец определил, что «слабое шипение» повторялось с циклом в 23 часа 56 минут. Этот период равен продолжительности астрономических звездных суток , времени, которое требуется любому «неподвижному» объекту, расположенному на небесной сфере , чтобы вернуться в то же 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 исходило из Галактики Млечный Путь и было наиболее сильным в направлении центра галактики, в созвездие Стрельца .
Радист-любитель 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 Янски, определив Млечный Путь как первый внеземной радиоисточник. и он провел первый обзор неба на очень высоких радиочастотах, обнаружив другие радиоисточники. Быстрое развитие радиолокации во время Второй мировой войны привело к созданию технологий, которые после войны были применены в радиоастрономии, и радиоастрономия стала отраслью астрономии, где университеты и исследовательские институты создавали большие радиотелескопы. [4]
Диапазон частот электромагнитного спектра , составляющих радиоспектр, очень велик. Как следствие, типы антенн, используемых в радиотелескопах, сильно различаются по конструкции, размеру и конфигурации. На длинах волн от 30 до 3 метров (10–100 МГц) они обычно представляют собой либо направленные антенные решетки, подобные «телевизионным антеннам», либо большие стационарные рефлекторы 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 волнах преобладают параболические «тарелочные» антенны . Угловое разрешение тарелочной антенны определяется отношением диаметра тарелки к длине волны наблюдаемых радиоволн. Это определяет размер антенны, необходимый радиотелескопу для получения полезного разрешения. Радиотелескопы, работающие на длинах волн от 3 метров до 30 см (от 100 МГц до 1 ГГц), обычно имеют диаметр более 100 метров. Телескопы, работающие на длинах волн короче 30 см (выше 1 ГГц), имеют размеры от 3 до 90 метров в диаметре. [ нужна цитата ]
Растущее использование радиочастот для связи делает астрономические наблюдения все более трудными (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 известных диапазонов частот, используемых радиотелескопами, включают:
Самый большой в мире радиотелескоп с заполненной апертурой (то есть с полной тарелкой) — это сферический телескоп с пятисотметровой апертурой (FAST), построенный в 2016 году Китаем . [8] Тарелка диаметром 500 метров (1600 футов) и площадью 30 футбольных полей встроена в естественную карстовую впадину в ландшафте провинции Гуйчжоу и не может двигаться; фидерная антенна находится в кабине, подвешенной над тарелкой на тросах. Активная антенна состоит из 4450 подвижных панелей, управляемых компьютером. Изменяя форму тарелки и перемещая кормовую кабину на тросах, телескоп можно направить на любую область неба до 40° от зенита. Хотя диаметр антенны составляет 500 метров, в любой момент времени облучающей антенной освещается только 300-метровая круглая область на тарелке, поэтому фактическая эффективная апертура составляет 300 метров. Строительство было начато в 2007 году и завершено в июле 2016 года [9] , а телескоп вступил в строй 25 сентября 2016 года. [10]
Вторым по величине телескопом с заполненной апертурой в мире был радиотелескоп Аресибо, расположенный в Аресибо, Пуэрто-Рико , хотя 1 декабря 2020 года он потерпел катастрофическое обрушение. Аресибо был одним из немногих в мире радиотелескопов, также способных активно (т. е. передавать) радиолокационные изображения. объектов, сближающихся с Землей (см.: Радиолокационная астрономия ); большинство других телескопов используют пассивное обнаружение, т. е. только прием. Аресибо был еще одним стационарным тарельчатым телескопом, подобным FAST. Тарелка Аресибо высотой 305 м (1001 фут) была встроена в естественное углубление в ландшафте. Антенну можно было поворачивать под углом около 20 ° к зениту за счет перемещения подвешенной облучающей антенны , что позволяло использовать часть антенны диаметром 270 метров. блюдо для любого индивидуального наблюдения.
Крупнейшим индивидуальным радиотелескопом любого типа является РАТАН-600, расположенный недалеко от Нижнего Архыза в России , который состоит из 576-метрового круга прямоугольных радиоотражателей, каждый из которых может быть направлен на центральный конический приемник.
Вышеуказанные стационарные тарелки не являются полностью «управляемыми»; они могут быть нацелены только на точки в области неба вблизи зенита и не могут принимать сигналы от источников вблизи горизонта. Самый большой полностью управляемый тарельчатый радиотелескоп — 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 недалеко от Бонна , Германия, которым управляет Макс Институт радиоастрономии 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 — 76-метровый телескоп Ловелла в обсерватории Джодрелл-Бэнк в Чешире , Англия, построенный в 1957 году. Четвертый по величине полностью управляемый радиотелескоп — это шесть 70-метровых антенн: три российских РТ-телескопа. 70 и три в сети дальнего космоса НАСА . Ожидается, что планируемый радиотелескоп Цитай диаметром 110 м (360 футов) после завершения строительства в 2023 году станет крупнейшим в мире полностью управляемым однозеркальным радиотелескопом.
Более типичный радиотелескоп имеет одну антенну диаметром около 25 метров. Десятки радиотелескопов примерно такого размера работают в радиообсерваториях по всему миру.
С 1965 года люди запустили 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 наиболее заметных событий произошло в 1946 году с введением метода, называемого астрономической интерферометрией , который означает объединение сигналов от нескольких антенн так, чтобы они имитировали антенну большего размера, чтобы достичь большего разрешения. Астрономические радиоинтерферометры обычно состоят либо из решеток параболических антенн (например, Телескоп «Одна миля» ), решеток одномерных антенн (например, Синтетический телескоп обсерватории Молонгло ) или двумерных решеток всенаправленных диполей (например, «Пульсар » Тони Хьюиша). Множество ). Все телескопы в массиве широко разнесены и обычно соединяются с помощью коаксиального кабеля , волновода , оптического волокна или другого типа линии передачи . Недавние достижения в области стабильности электронных генераторов теперь также позволяют проводить интерферометрию путем независимой записи сигналов на различных антеннах, а затем сопоставлять записи на каком-либо центральном процессоре. Этот процесс известен как интерферометрия со сверхдлинной базой (VLBI) . Интерферометрия увеличивает общий объем собираемого сигнала, но ее основная цель — значительно увеличить разрешение посредством процесса, называемого синтезом апертуры . 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. Это создает комбинированный телескоп, эквивалентный по разрешению (но не по чувствительности) одной антенне, диаметр которой равен расстоянию между самыми дальними антеннами в решетке.
Для получения качественного изображения требуется большое количество различных разносов между телескопами. Прогнозируемое расстояние между любыми двумя телескопами, если смотреть со стороны радиоисточника, называется базовой линией. Например, Very Large Array (VLA) возле Сокорро, штат Нью-Мексико, имеет 27 телескопов с 351 независимой базовой линией одновременно, что обеспечивает разрешение 0,2 угловых секунды на длинах волн 3 см. [12] Группа Мартина Райла в Кембридже получила Нобелевскую премию за интерферометрию и синтез апертуры. [13] Зеркальный интерферометр Ллойда был также независимо разработан в 1946 году группой Джозефа Поузи в Сиднейском университете . [14] В начале 1950-х годов Кембриджский интерферометр нанес на карту радионебо, чтобы произвести знаменитые обзоры радиоисточников 2C и 3C . Примером большого физически связанного массива радиотелескопов является Гигантский метроволновой радиотелескоп , расположенный в Пуне , Индия . Самая большая группа, Низкочастотная решетка (LOFAR), завершенная в 2012 году, расположена в Западной Европе и состоит из около 81 000 небольших антенн на 48 станциях, распределенных на территории диаметром в несколько сотен километров, и работает на длинах волн от 1,25 до 30 метров. . Системы РСДБ, использующие обработку пост-наблюдений, были построены с антеннами, расположенными на расстоянии тысяч миль друг от друга. Радиоинтерферометры также использовались для получения детальных изображений анизотропии и поляризации космического микроволнового фона , например, интерферометр CBI в 2004 году.
Крупнейший в мире физически подключенный телескоп Square Kilometre Array (SKA) планируется начать работу в 2025 году.
Многие астрономические объекты не только можно наблюдать в видимом свете , но и излучают излучение в радиодиапазоне . Помимо наблюдения за энергетическими объектами, такими как пульсары и квазары , радиотелескопы способны «изображать» большинство астрономических объектов, таких как галактики , туманности и даже радиоизлучение планет . [15] [16]
