Радиотелескоп. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Радиотелескоп - устройство для приёма радиоизлучения космич. объектов. Состоит из трёх осн. частей: антенны, малошумящего приёмника (радиометра)и анализатора сигналов.

Антенна радиотелескопа собирает падающее на неё радиоизлучение с определ. участка неба, угл. размеры к-рого определяются шириной диаграммы направленности. Эффективность антенны зависит от её эфф. площади и шумовой температуры. Антенна находится в поле излучения Земли, к-рое соответствует шумовой температуре ок. 300 К. Чтобы избежать "засветки" излучением Земли, принимаются спец. меры. Используют т. н. скалярные (коррегированные) облучатели антенн. Такой облучатель представляет собой конич. рупор с ребристой поверхностью. Он обеспечивает максимально возможный приём сигнала со всей геом. поверхности зеркала антенны и минимально возможный вне его. Шумовая темп-pa антенны достигает мин. значений при использовании Кассегреновской (или Грегорианской) системы облучения (аналогичной соответствующим схемам оптических телескопов)в сочетании со скалярным облучателем во вторичном фокусе. В такой системе облучаемое вторичное зеркало находится на фоне неба, что уменьшает "засветку" излучением Земли. Яркостная температура неба в диапазоне сантиметровых и миллиметровых радиоволн составляет всего неск. градусов. Чтобы снизить потери, определяемые поглощением в атмосфере, радиотелескопы миллиметрового диапазона устанавливают высоко в горах.

Приёмник радиотелескопа имеет низкий уровень шумов. Для обеспечения минимальности шумовой температуры системы антенна - приёмник охлаждается не только усилитель, но и облучатель или его входная часть до 15-20 К. Шумовая темп-pa малошумящих транзисторных усилителей ~ 1-20 К и примерно равна частоте, выраженной в ГГц. На волнах миллиметрового диапазона применяются также квантовые усилители и параметрические усилители. После усиления сигнал обычно поступает на смеситель, где смешивается с сигналом гетеродина, и далее на анализатор. Это может быть просто квадратичный детектор, на выходе к-рого сигнал пропорционален измеряемой мощности (температуре), анализатор импульсного излучения пульсаров, спектроанали-затор, система записи на широкополосный магнитофон (в случае наблюдений в режиме радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами). Результаты наблюдений обрабатываются на ЭВМ.

Для снижения разл. "паразитных" эффектов при измерении слабых сигналов от космич. объектов применяют ряд методов. Расчётная чувствительность измерений шумового сигнала

определяется ра-диометрич. выигрышем, равным

в случае широких полос пропускания Df~1 ГГц и времени накопления сигналов

dT !20мкК (при Т_с ! 20 К). Чтобы выделить сигнал такого малого уровня, необходимо компенсировать (вычесть) собств. шумы аппаратуры и фона, напр. при помощи источника пост. тока. Это простейший случай - компенсац. метод. Однако реальная техн. чувствительность определяется стабильностью коэф. усиления аппаратуры, флуктуациями в атмосфере и т. д. Снижение влияния этих факторов достигается методами амплитудной, диаграммной, частотной модуляции; нулевым, корреляционным. В методе амплитудной модуляции непосредственно на входе приёмника происходят быстрое сравнение измеряемой величины (сигнал объекта) с сигналом эталона (эквивалента) и выделения разностного сигнала на выходе приёмника. Если эталонный сигнал близок к измеряемой величине, то изменения уровня собств. шумов аппаратуры практически не влияют на измеряемую величину. Чувствительность этого метода

Практически полное исключение влияния изменения коэф. усиления радиометра достигается в нулевом методе - темп-pa эквивалента непрерывно подстраивается системой обратной связи под исследуемую температуру так, чтобы сигнал на выходе равнялся нулю. Измеряемой величиной в этом случае является темп-pa шумов эквивалента. В качестве эквивалента может быть выбрана близлежащая площадка неба, т. е. антенна попеременно наводится то на источник, то на площадку рядом с ним - диаграммная модуляция. При этом практически исключается влияние атмосферы. Диаграммная модуляция может осуществляться путём качания вторичного зеркала в системе Кассегрена, переключением выходов двух облучателей (расположенных в фокальной плоскости зеркальной антенны) либо переключением фазы сигнала в радиоинтерферометре. В случае спектральных исследований переключение может осуществляться по частоте, т. е. сравниваться с шумами вне спектральной линии,- частотная модуляция. В поляризац. и радиоинтерференц. измерениях часто применяют корреляц. приём сигналов - двухканальный приёмник выделяет коррелированную составляющую сигнала. Собств. шумы аппаратуры в таком приёмнике не коррелируют между собой, в то время как принимаемый сигнал от точечного источника будет когерентным, т. е. будет коррелировать на выходе радиометра. Аналогичное явление происходит при приёме поляризов. сигнала источника на два ортогональных облучателя.

Литература по радиотелескопам

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.