Astronet > Radiointerferometr

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Radiointerferometr

- instrument dlya radioastronomich. nablyudenii s vysokim uglovym razresheniem, k-ryi sostoit iz dvuh ili nesk. antenn, raznesennyh na bol'shoe rasstoyanie i svyazannyh mezhdu soboi kabel'noi ili retranslyac. liniei svyazi.

Uglovoe razreshenie $\Delta \varphi$ otdel'nogo teleskopa opredelyaetsya diametrom D ego zerkala, vyrazhennym v dlinah voln $\lambda, \Delta \varphi \approx \lambda / D$ (radian). Dliny radiovoln v sotni tysyach i milliony raz bol'she dlin voln optich. diapazona, i poetomu uglovoe razreshenie dazhe samyh krupnyh sovr. radioteleskopov ne prevyshaet razresheniya nevooruzhennogo glaza, t.e. 1'. Problema issledovaniya struktury radioistochnikov nebol'shih uglovyh razmerov byla reshena blagodarya sozdaniyu R. Prosteishii R. sostoit iz dvuh otnositel'no nebol'shih antenn, arznesennyh na bol'shoe rasstoyanie drug ot druga (ris. 1).

Ris. 1. Dvuhelementnyi radiointerferometr.
Signaly, prinyatye antennami A₁ i A₂,
peredayutsya po vysokochastotnomu kabelyu i
interferiruyut mezhdu soboi. Diagramma
napravlennosti interferometra sostoit
iz uzkih lepestkov.

Razreshenie takogo instrumenta opredelyaetsya ne razmerami antenn D, a rasstoyaniem mezhdu nimi - dlinoi bazy B. Signaly ot issleduemogo radioistochnika prinimayutsya antennami A₁ i A₂, peredayutsya po vysokochastotnomu kabelyu i summiruyutsya. Po mere rasprostraneniya signala po kabelyu dlinoi l faza signala menyaetsya na $Q=2\pi l / \lambda$ . Poetomu dva signala, dvigayas' navstrechu drug drugu, budut summirovat'sya to v faze, to v protivofaze. V rezul'tate vdol' kabelya budut obrazovyvat'sya maksimumy i minimumy intensivnosti - interferenc. lepestki, analogichnye interferenc. lepestkam v interferometre Maikel'sona. No tol'ko analogom ekrana v etom sluchae yavl. kabel'. Signaly ot radioistochnika prinimayutsya v dostatochno shirokoi polose chastot $\Delta \nu$ , poetomu maksimumy i minimumy na raznyh volnah ne sovpadayut mezhdu soboi (ris. 2). Eto rashozhdenie budet tem bol'shim, chem bol'she polosa prinimaemyh chastot i chem dal'she maksimumy i minimumy otstoyat ot centra "ekrana". V rezul'tate summarnaya interferenc. kartina imeet konechnoe chislo lepestkov $n=\nu / \Delta \nu$ , gde $\nu$ - chastota prinimaemogo izlucheniya. V otlichie ot interferometra Maikel'sona, R. imeet nepodvizhnuyu bazu, i polozhenie interferenc. kartiny opredelyaetsya nachal'noi fazoi, t.e. raznost'yu hoda luchei $\tau=(Bs)/c=B\cos \psi /c$ (s - edinichnyi vektor). Chtoby uvidet' interferenc. lepestki, centr interferenc. kartiny nuzhno sproecirovat' na centr "ekrana" - sdvinut' v centarl'nuyu tochku C kabelya. Dlya etogo v sootvetstvuyushee plecho interferometra vvodyat zaderzhku signala $\Delta l$ , kompensiruyushuyu zapazdyvanie signala $\tau$ . Po mere dvizheniya ischtonika po nebesnoi sfere zaderzhku korrektiruyut i t.o. sohranyayut neizvestnym polozhenie interferenc. lepestkov. Diagramma napravlennosti R. izrezana uzkimi lepestkami (ris. 1). Shirina interfernc. lepestka $\varphi= \lambda /B \sin \psi$ i oprpedelyaetsya proekciei bazy na ploskost', perpendikulyarnuyu napravleniyu na istochnik.

Ris. 2. Summarnaya interferencionnaya kartina
imeet konechnoe chislo lepestkov (a). Shirina
interferencionnyh lepestkov zavisit ot dliny
volny (b).

Na R., v otlichie ot odinochnogo radioteleskopa, poluchaetsya ne radioizobrazhenie ob'ekta, a odna iz garmonik etogo izobrazheniya (sm. Aperturnogo sinteza metod). Dlya polucheniya radioizobrazheniya ob'ekta neobhodimo prosummirovat' vse garmoniki, poluchennye R. s bazami raznoi dliny i orientacii. Uglovoe razreshenie sintezirov. izobrazheniya budet sootvetstvovat' shirine interfernc. lepestka maks. bazy.

Ris. 3. Radiointerferometr s preobrazovaniem
signalov: 1 - usilitel' vysokoi chastoty, 2 -
smesitel', 3 - usilitel' promezhutochnoi chastoty,
4 - usilitel'-umnozhitel', 5 - geterodin,
6 - korrelyator.

Poteri v vysokochastotnom kabele i svyazannoe s nimi oslablanie signalov ogranichivayut dliny baz R., osobenno na korotkih volnah. Poetomu prinyatye signaly snachala usilivayutsya, preobrazovyvayutsya do nizkih chastot i lish' posle etogo peredayutsya po kabelyu (ris. 3) libo s pomosh'yu retranslyatora, analogichnogo retranslyatoru, ispol'zuemomu v televidenii. Pri etom, chtoby ne poteryat' kogerenstnosti signalov i kontrolirovat' dlinu putei ih rasprostraneniya (elektrich. dlinu putei), peredayutsya vspomagat. signaly. Dlina bazy takih R. mozhet sostavlyat' desyatki km, a uglovoe razreshenie - desyatye doli sekundy dugi. Odanko dal'neishee uvelichenie bazy sopryazheno s trudnostyami peredachi signalov bez poteri kogerentnosti, slozhnost'yu kontrolya elektrich. dlin kanalov peredachi signalov i kompensacii bol'shih zapazdyvanii signalov $\tau$ .

Ris. 4. Radiointerferometr so sverh dlinnoi bazoi
(nezavisimoi registraciei signalov): 1 - usilitel'
vysokoi chastoty, 2 - smesitel', 3 - usilitel'
videochastot, 4 - atomnyi standart chastoty, 5 -
magnitofon.

Dal'neishim etapom razvitiya radiointerferometrii yavilsya t.n. metod sverhdal'nei radiointerferometrii (ris. 4). V etom sluchae prinyatye antennami R. signaly preobrazuyutsya s pomosh'yu vysokostabil'nyh atomnyh standartov chastoty do nizkih chastot i registriruyutsya na magn. lentu v vide otdel'nyh impul'sov, polozhenie k-ryh sootvetstvuet strogo opredelennomu vremeni. Dalee s magn. lent v vychislit. centre sinhronno schityvayut signaly i peremnozhayut ih mezhdu soboi dlya vydeleniya signala ot istchonika. Antenny R. pri takoi metodike ne svyazany kabelem, i rasstoyanie mezhdu nimi mozhet byt' sdelanoskol' ugodno bol'shim. Otnositel'noe zhe zapazdyvanie signalov legko kompensiruetsya vvedeniem zaderzhki v schityvanie sootvetstvuyushego signala. V processe obrabotki dannyh nablyudenii zaderzhka ustanavlivaetsya programmoi. Poluchaemyi v rezul'tate obrabotki signal sootvetstvuet opredelennoi prostranstv. garmonike issleduemogo ob'ekta. R. so sverhdlinnymi bazami nashli shirokoe primenenie dlya resheniya kak astronomich., tak i prikladnyh zadach astronavigacii, astrometrii, geodezii, sluzhbe vremeni i t.d. Sistematich. nablyudeniya provodyatsya na global'noi seti R., vklyuchayushei radioteleskopy SSSR, FRG, Velikobritanii, Shvecii, SShA, Avstralii i dr. stran (ris. 5). Na volne 1,35 sm dostignuto predel'noe uglovoe razreshenie < 100 mks dugi. Primenenie R. otkrylo novuyu stranicu astronomii - stali dostupny dlya issledovnaii struktury yader kvazarov, radiogalaktik, oblasti obrazovaniya zvezd i planetnyh sistem. Na ris. 6 pokazano radioizobrazhenie central'noi oblasti seifertovskoi galaktiki NGC 1275, poluchennoe na global'noi seti R. V techenie dvuh let udalos' zaregistrirovat' sushestvennye izmeneniya v strukture central'noi oblasti NGC 1275 (ris. 6 a, b, v). . Okazalos', chto otnosit. polozhenie komponentov struktury sohranyayutsya, menyaetsyalish' ih radioyarkost'. Postoyannoe polozhenie komponentov struktury obuslovleno, po-vidimomu, strukturoi magn. polya galaktiki. Primenenie R. sosverhdlinnymi bazami poluchilo dal'neishee razvitie v svyazi s retranslyaciei signalov cherez ISZ. Pervyi eksperiment s dvumya radioteleskopami, raspolozhennymi v SShA i Kanade, i sputnikom-retranslyatorom proshel uspeshno v 1976 g.

Ris. 5. Global'naya set' radiointerferometrov,
rabotayushih na volne 1,35 sm.

Razrabatyvayutsya proekty po sozdaniyu kosmich. R., sochetayushego nazemnuyu set' radioteleskopov s radioteleskopom na ISZ. Eto ne tol'ko pozvolit povysit' uglovoe razreshenie, no i, chto bolee vazhno, izmerit' prakticheski vse prostranstv. chastoty, a sledovatel'no, poluchit' tochnoe izobrazhenie kosmich. radioistochnikov.

Sushestvuet ryad faktorov, ogranichivayushih libo delayushih necelesoobraznymi sverhvysokie uglovye razresheniya. Mezhzvezdnaya sreda vliyaet na rasprostranenie radiovoln - rasseivaet prohodyashee radioizluchenie. Ugol rasseyaniya $Q_{ras} \approx 10^{-6} \lambda^2 |\sin b|^{-0,5}$ (uglovyh sekund), gde $\lambda$ - dlina volny, vyrazhennaya v sm, b - galaktich. shirota ob'ekta. Dobivat'sya uglovogo razresheniya, prevyshayushego Q_ras , necelesoobrazno.

Ris. 6. Struktura yadra seifertovskoi galaktiki
NGC 1275 na volne 1,35 sm, poluchennaya na global'noi
seti radiointerferometrov. Uglovoe razreshenie
ravno 250 mks dugi. Izobrazheniya a, b i v polucheny
s intervalami, ravnymi 0,7 goda.

V svyazi s etim dlya polucheniya predel'nogo razresheniya, napr. na volne 1 sm, dlina bazy ne dolzhna prevyshat' 0,01 a.e., a na volne 1 m dolzhna byt' menshe 10⁴ km. S drugoi storony, realizaciya stol' vysokogo razresheniya trebuet ochen' vysokoi chuvstvitel'nosti priemnikov izlucheniya. Plotnost' potoka radioizlucheniya $F={2kT_b \over \lambda^2} \cdot \Omega$ , gde T_b - yarkostnaya temperatura ob'ekta v K, $\Omega$ - telesnyi ugol, pod k-rym viden radioistochnik. Esli prinyat' dlya ryada istochnikov sinhrotronnogo izlucheniya T_b ~ 10¹² K i uglovye razmery men'she predel'nogo uglovogo razresheniya, to plotnosti potokov ot istochnikov sostavyat $\le 1$ mYan na volne 1 sm. T.o., chtoby realizovat' predel'noe uglovoe razreshenie na volne 1 sm, neobhodimo imet' radioteleskopy neobychaino vysokoi chuvstvitel'nosti, t.e. ochen' bol'shih razmerov (~ 100 m).

Dlya istochnikov mazernogo izlucheniya na volne 1,35 sm (radioliniya vodyanogo para) yarkostnaya temperatura mozhet dostigat' 10¹⁶ K i predel'noe uglovoe razreshenie - 10^-6 sekundy dugi.

Lit.:
Matveenko L.I., Kardashev N.S., Sholomickii G.B., O radiointerferometre s bol'shoi bazoi, "Izv. vysshih uchebnyh zavedenii" , 1965, t. 8, N 4, s. 651; Matveenko L.I., Radioastronomiya, M., 1977 (Itogi nauki i tehniki. Ser. Astronomiya, t. 13).

(L.I. Matveenko)

L. I. Matveenko, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Mneniya chitatelei [2]

Versiya dlya pechati