Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Радиоинтерферометр

- инструмент для радиоастрономич. наблюдений с высоким угловым разрешением, к-рый состоит из двух или неск. антенн, разнесенных на большое расстояние и связанных между собой кабельной или ретрансляц. линией связи.

Угловое разрешение $\Delta \varphi$ отдельного телескопа определяется диаметром D его зеркала, выраженным в длинах волн $\lambda, \Delta \varphi \approx \lambda / D$ (радиан). Длины радиоволн в сотни тысяч и миллионы раз больше длин волн оптич. диапазона, и поэтому угловое разрешение даже самых крупных совр. радиотелескопов не превышает разрешения невооруженного глаза, т.е. 1'. Проблема исследования структуры радиоисточников небольших угловых размеров была решена благодаря созданию Р. Простейший Р. состоит из двух относительно небольших антенн, арзнесенных на большое расстояние друг от друга (рис. 1).
Рис. 1. Двухэлементный радиоинтерферометр.
Сигналы, принятые антеннами А1 и А2,
передаются по высокочастотному кабелю и
интерферируют между собой. Диаграмма
направленности интерферометра состоит
из узких лепестков.
Разрешение такого инструмента определяется не размерами антенн D, а расстоянием между ними - длиной базы B. Сигналы от исследуемого радиоисточника принимаются антеннами A1 и A2, передаются по высокочастотному кабелю и суммируются. По мере распространения сигнала по кабелю длиной l фаза сигнала меняется на $Q=2\pi l / \lambda$. Поэтому два сигнала, двигаясь навстречу друг другу, будут суммироваться то в фазе, то в противофазе. В результате вдоль кабеля будут образовываться максимумы и минимумы интенсивности - интерференц. лепестки, аналогичные интерференц. лепесткам в интерферометре Майкельсона. Но только аналогом экрана в этом случае явл. кабель. Сигналы от радиоисточника принимаются в достаточно широкой полосе частот $\Delta \nu$, поэтому максимумы и минимумы на разных волнах не совпадают между собой (рис. 2). Это расхождение будет тем большим, чем больше полоса принимаемых частот и чем дальше максимумы и минимумы отстоят от центра "экрана". В результате суммарная интерференц. картина имеет конечное число лепестков $n=\nu / \Delta \nu$, где $\nu$ - частота принимаемого излучения. В отличие от интерферометра Майкельсона, Р. имеет неподвижную базу, и положение интерференц. картины определяется начальной фазой, т.е. разностью хода лучей $\tau=(Bs)/c=B\cos \psi /c$ (s - единичный вектор). Чтобы увидеть интерференц. лепестки, центр интерференц. картины нужно спроецировать на центр "экрана" - сдвинуть в центарльную точку C кабеля. Для этого в соответствующее плечо интерферометра вводят задержку сигнала $\Delta l$, компенсирующую запаздывание сигнала $\tau$. По мере движения исчтоника по небесной сфере задержку корректируют и т.о. сохраняют неизвестным положение интерференц. лепестков. Диаграмма направленности Р. изрезана узкими лепестками (рис. 1). Ширина интерфернц. лепестка $\varphi= \lambda /B \sin \psi$ и опрпеделяется проекцией базы на плоскость, перпендикулярную направлению на источник.

Рис. 2. Суммарная интерференционная картина
имеет конечное число лепестков (а). Ширина
интерференционных лепестков зависит от длины
волны (б).
На Р., в отличие от одиночного радиотелескопа, получается не радиоизображение объекта, а одна из гармоник этого изображения (см. Апертурного синтеза метод). Для получения радиоизображения объекта необходимо просуммировать все гармоники, полученные Р. с базами разной длины и ориентации. Угловое разрешение синтезиров. изображения будет соответствовать ширине интерфернц. лепестка макс. базы.

Рис. 3. Радиоинтерферометр с преобразованием
сигналов: 1 - усилитель высокой частоты, 2 -
смеситель, 3 - усилитель промежуточной частоты,
4 - усилитель-умножитель, 5 - гетеродин,
6 - коррелятор.
Потери в высокочастотном кабеле и связанное с ними ослаблание сигналов ограничивают длины баз Р., особенно на коротких волнах. Поэтому принятые сигналы сначала усиливаются, преобразовываются до низких частот и лишь после этого передаются по кабелю (рис. 3) либо с помощью ретранслятора, аналогичного ретранслятору, используемому в телевидении. При этом, чтобы не потерять когеренстности сигналов и контролировать длину путей их распространения (электрич. длину путей), передаются вспомагат. сигналы. Длина базы таких Р. может составлять десятки км, а угловое разрешение - десятые доли секунды дуги. Оданко дальнейшее увеличение базы сопряжено с трудностями передачи сигналов без потери когерентности, сложностью контроля электрич. длин каналов передачи сигналов и компенсации больших запаздываний сигналов $\tau$.

Рис. 4. Радиоинтерферометр со сверх длинной базой
(независимой регистрацией сигналов): 1 - усилитель
высокой частоты, 2 - смеситель, 3 - усилитель
видеочастот, 4 - атомный стандарт частоты, 5 -
магнитофон.
Дальнейшим этапом развития радиоинтерферометрии явился т.н. метод сверхдальней радиоинтерферометрии (рис. 4). В этом случае принятые антеннами Р. сигналы преобразуются с помощью высокостабильных атомных стандартов частоты до низких частот и регистрируются на магн. ленту в виде отдельных импульсов, положение к-рых соответствует строго определенному времени. Далее с магн. лент в вычислит. центре синхронно считывают сигналы и перемножают их между собой для выделения сигнала от истчоника. Антенны Р. при такой методике не связаны кабелем, и расстояние между ними может быть сделаносколь угодно большим. Относительное же запаздывание сигналов легко компенсируется введением задержки в считывание соответствующего сигнала. В процессе обработки данных наблюдений задержка устанавливается программой. Получаемый в результате обработки сигнал соответствует определенной пространств. гармонике исследуемого объекта. Р. со сверхдлинными базами нашли широкое применение для решения как астрономич., так и прикладных задач астронавигации, астрометрии, геодезии, службе времени и т.д. Систематич. наблюдения проводятся на глобальной сети Р., включающей радиотелескопы СССР, ФРГ, Великобритании, Швеции, США, Австралии и др. стран (рис. 5). На волне 1,35 см достигнуто предельное угловое разрешение < 100 мкс дуги. Применение Р. открыло новую страницу астрономии - стали доступны для исследовнаий структуры ядер квазаров, радиогалактик, области образования звезд и планетных систем. На рис. 6 показано радиоизображение центральной области сейфертовской галактики NGC 1275, полученное на глобальной сети Р. В течение двух лет удалось зарегистрировать существенные изменения в структуре центральной области NGC 1275 (рис. 6 а, б, в). . Оказалось, что относит. положение компонентов структуры сохраняются, меняетсялишь их радиояркость. Постоянное положение компонентов структуры обусловлено, по-видимому, структурой магн. поля галактики. Применение Р. сосверхдлинными базами получило дальнейшее развитие в связи с ретрансляцией сигналов через ИСЗ. Первый эксперимент с двумя радиотелескопами, расположенными в США и Канаде, и спутником-ретранслятором прошел успешно в 1976 г.

Рис. 5. Глобальная сеть радиоинтерферометров,
работающих на волне 1,35 см.
Разрабатываются проекты по созданию космич. Р., сочетающего наземную сеть радиотелескопов с радиотелескопом на ИСЗ. Это не только позволит повысить угловое разрешение, но и, что более важно, измерить практически все пространств. частоты, а следовательно, получить точное изображение космич. радиоисточников.

Существует ряд факторов, ограничивающих либо делающих нецелесообразными сверхвысокие угловые разрешения. Межзвездная среда влияет на распространение радиоволн - рассеивает проходящее радиоизлучение. Угол рассеяния $Q_{рас} \approx 10^{-6} \lambda^2 |\sin b|^{-0,5}$ (угловых секунд), где $\lambda$ - длина волны, выраженная в см, b - галактич. широта объекта. Добиваться углового разрешения, превышающего Qрас , нецелесообразно.

Рис. 6. Структура ядра сейфертовской галактики
NGC 1275 на волне 1,35 см, полученная на глобальной
сети радиоинтерферометров. Угловое разрешение
равно 250 мкс дуги. Изображения а, б и в получены
с интервалами, равными 0,7 года.
В связи с этим для получения предельного разрешения, напр. на волне 1 см, длина базы не должна превышать 0,01 а.е., а на волне 1 м должна быть менше 104 км. С другой стороны, реализация столь высокого разрешения требует очень высокой чувствительности приемников излучения. Плотность потока радиоизлучения $F={2kT_b \over \lambda^2} \cdot \Omega$, где Tb - яркостная температура объекта в К, $\Omega$ - телесный угол, под к-рым виден радиоисточник. Если принять для ряда источников синхротронного излучения Tb ~ 1012 К и угловые размеры меньше предельного углового разрешения, то плотности потоков от источников составят $\le 1$ мЯн на волне 1 см. Т.о., чтобы реализовать предельное угловое разрешение на волне 1 см, необходимо иметь радиотелескопы необычайно высокой чувствительности, т.е. очень больших размеров (~ 100 м).

Для источников мазерного излучения на волне 1,35 см (радиолиния водяного пара) яркостная температура может достигать 1016 К и предельное угловое разрешение - 10-6 секунды дуги.

Лит.:
Матвеенко Л.И., Кардашев Н.С., Шоломицкий Г.Б., О радиоинтерферометре с большой базой, "Изв. высших учебных заведений" , 1965, т. 8, N 4, с. 651; Матвеенко Л.И., Радиоастрономия, М., 1977 (Итоги науки и техники. Сер. Астрономия, т. 13).

(Л.И. Матвеенко)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 

Мнения читателей [2]
Оценка: 3.1 [голосов: 109]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования