Радиотелескопы

Радиоизлучение небесных светил воспринимается радиотелескопами, которые состоят из антенны и чувствительного радиоприемника с усилителем (радиометра). Доходящее до Земли радиоизлучение подавляющего большинства небесных тел очень мало. Чтобы измерить радиоизлучение такой мощности, используют антенны с полезной площадью в десятки и сотни тысяч квадратных метров.

Конструкции антенн весьма разнообразны. Для приема миллиметровых и сантиметровых волн применяются сплошные металлические зеркала (отражатели) параболической формы диаметром в несколько десятков метров. Радиоволны дециметрового и метрового диапазона хорошо принимаются отражателями в виде каркаса примерно параболической формы, покрытого металлической сеткой, что позволяет увеличить диаметр антенны до 100 м.

В фокусе сплошного или сетчатого отражателя установлен облучатель, который принимает сфокусированные отражателем радиоволны и передает сигналы на радиометр. Параболические антенны до 100 м в диаметре устанавливаются на опорах и могут быть направлены почти на любой участок неба.

Отражатели наиболее крупных радиотелескопов, рассчитанных на прием широкого диапазона длин волн, собираются из плоских металлических зеркал, расположенных сплошной полосой формы параболического сегмента. Такие радиотелескопы неподвижны (стационарны), а их облучатели могут перемещаться в небольших пределах. Самый крупный стационарный радиотелескоп изготовлен в Советском Союзе. (РАТАН-600, радиотелескоп академии наук диаметром 600 м).

Каждая антенна характеризуется углом направленности, определяющим разрешающую способность радиотелескопа. Мощность, воспринимаемая антенной, будет наибольшей (P) при расположении радиоисточника на электрической оси антенны, в направлении ее наибольшей чувствительности. Электрическаяось близка по направлению к главной оптическойоси параболической антенны и к перпендикуляру, восставленному кплоскости прямоугольной антенны.

При удалении источника радиоизлучения от электрической оси антенны на угол j=J/2 мощность становится равной Р/2. Угол Jназывается углом направленности антенны по половинной мощности. Разрешающая способность радиотелескопа примерно равна углу направленности по половинной мощности J.Для параболической или сферической антенны J= 1,22 l/D рад =

=4200^/ l/D=251640^// l/D где l длина радиоволны и D – диаметр антенны.

У радиотелескопов разрешающая способность значительно ниже, чем у оптических телескопов. Так, у 6-метрового оптического рефлектора 0 ^//,02, а у радиотелескопа PATAH-600 даже при l = 8 мм J = 251640^// 0,008 / 600=3^//.

Однако если радиоизлучатели источника одновременно воспринимается двумя антеннами, расположенными на некотором расстоянии друг от друга и подающими сигналы на один радиометр, то такие радиотелескопы образуют радиоинтерферометр, база которого равна этому расстоянию. Вследствие интерференции радиосигналов разрешающая способность J возрастает, так как в этом случае J = 251640^// l/L где L – длина базы интерферометра.

В настоящее время используются радиоинтерферометры со сверхдлинной базой в тысячи километров.

В июле 1979 г. впервые бал создан космический радиоинтерферометр, состоящий из установленного на советской орбитальной станции «Салют-6» радиотелескопа КРТ-10 (космической радиотелескоп с 10-метровой сетчатой антенной) и наземного 70-метрового радиотелескопа (под Евпаторией). Длина базы этого радиоинтерферометра была почти 13000 км.

Разрешающая способность радиоинтерферометров со сверхдлинной базой достигает 0”,0001.

§4 Исследования с космических аппаратов

Особенностью астрономических исследований является также и то, что, за исключением Солнечной системы, у астрономов отсутствует возможность постановки опыта, эксперимента (если не считать исследований упавших на Землю метеоритов и радиолокационных наблюдений), и все астрономические наблюдения производились только с поверхности Земли.

Однако с запуском первого искусственного спутника Земли в нашей стране в 1957 г. началась эра космических исследований, что позволило применить в астрономии методы других наук (геологии, геохимии, биологии и т. п.). Астрономия продолжает оставаться наблюдательной наукой, но недалек тот день, когда астрономические наблюдения будут производиться не только с межпланетных станций и орбитальных обсерваторий, но и с поверхности других планет.

§5 Определение физических свойств небесных тел по их спектрам

Если перед объективом телескопа поместить стеклянную призму, изображение звезды в фокальной плоскости «растянется» в разноцветную полоску - спектр. В современных телескопах для получения спектра обычно используют специальные приборы - спектрографы, устанавливаемые за фокусом объектива телескопа. Спектр в них получается при помощи дифракционных решеток.

Спектр содержит важнейшую информацию об излучении. Изучение спектров небесных тел позволяет установить ряд существенных характеристик этих тел: лучевую скорость (проекцию пространственной скорости на луч зрения наблюдателя), физическое состояние, химический состав, а иногда даже осевое вращение и наличие электромагнитного поля.

Дата добавления: 2013-12-12