«Радиотелескоп»

астрономический инструмент для приёма собственного радиоизлучения небесных объектов (в Солнечной системе, Галактике и Метагалактике) и исследования его характеристик: координат источников, пространственной структуры, интенсивности излучения, спектра и поляризации. Р. состоит из антенной системы и радиоприёмного устройства — Радиометра. Конструкции антенн Р. отличаются большим разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн, используемых в радиоастрономии (См. Радиоастрономия) (от 0,1 мм до 1000 м).Для направления антенн в исследуемую область неба их устанавливают обычно на азимутальных монтировках, обеспечивающих повороты по азимуту и высоте (т. н. полноповоротные антенны). Существуют также антенны, допускающие лишь ограниченные повороты, и даже совершенно неподвижные. Направление приёма в антеннах последнего типа (обычно очень большого размера) достигается путём перемещения облучателя, воспринимающего отражённое от антенны радиоизлучение. Для наблюдения на коротких волнах распространены зеркальные параболические антенны, устанавливаемые на поворотных устройствах, служащих для наведения Р. на источник радиоизлучения; по принципу действия такие Р. аналогичны оптическим телескопам-рефракторам. Часто используются комбинации ряда зеркальных антенн, соединяемых кабельными линиями в единую систему, — т. н. решётки. Для наблюдения на длинных волнах используются решётки из большого числа элементарных излучателей — диполей.

Р. должен обладать высокой чувствительностью, обеспечивающей надёжную регистрацию возможно более слабых плотностей потока радиоизлучения, и хорошей разрешающей способностью (разрешением), позволяющей наблюдать возможно меньшие пространственные детали исследуемых объектов. Минимальная обнаруживаемая плотность потока ΔР определяется соотношением:

где Р — мощность собственных шумов Р., S — эффективная площадь (собирающая поверхность) антенны, Δf — полоса принимаемых частот, τ— время накопления сигнала. Для улучшения чувствительности Р. увеличивают его собирающую поверхность и применяют малошумящие приёмные устройства на основе мазеров, параметрических усилителей и т.п. Разрешающая способность Р. (в радианах) θ λ/D, где λ — длина волны, D — линейный размер апертуры антенны. Крупнейшие зеркальные антенны (диаметром до 100 м на сантиметровых волнах) обладают разрешением около 1', сравнимым с разрешением невооружённого глаза. Трудности создания Р. больших размеров со сплошным зеркалом вынуждают широко использовать решётки, а для получения двумерного разрешения — крестообразные, кольцевые и т.п. антенны с незаполненной апертурой. Наиболее радикальным путём получения высокого разрешения в радиоастрономии является составление (синтез) антенного устройства большой апертуры с помощью нескольких сравнительно небольших антенн, которые в процессе наблюдений перемещаются относительно друг друга в соответствии с заданными движениями изображаемого или фиктивного большого антенного устройства. Существующие Р. апертурного синтеза позволяют получать радиоизображения с разрешением около 1’’. При использовании в системе синтеза Радиоинтерферометров со сверхбольшими базами можно ожидать разрешающей способности при получении изображений объектов порядка 10^-2—10^-4 секунды дуги.

Радиоизлучение космического происхождения (от Млечного Пути) на волне 14,6 мвпервые было зарегистрировано К. Янским (США) в 1931 с помощью антенны, предназначенной для исследования радиопомех от гроз. Первый Р. для исследования космического радиоизлучения — рефлектор диаметром 9,5 м — построен Г. Ребером (США) в 1937; с помощью этого инструмента был проведён ряд успешных обзоров неба. Быстрое развитие Р. началось в 40-x гг. 20 в.: в Австралии в 1948 был сооружен первый радиоинтерферометр, а в 1953 — первый крестообразный Р. Крупный полноповоротный параболоид (D= 76 м) впервые сооружен в Великобритании в 1957. Принцип получения изображения с высоким разрешением методом последовательного синтеза апертуры развивается с 1956 в Кембридже (Великобритания). В 1967 в США и Канаде проведены первые наблюдения на интерферометрах с независимой записью сигналов и сверхбольшими базами. К 1975 лучшие по точности полноповоротные параболоиды установлены на радиоастрономических обсерваториях в Эффельсберге, ФРГ (D= 100 м, длины волн до λ =2 см); Пущине и Симеизе, СССР (D= 22 м, λ = 0,8 см); Китт-Пик, США (D=11м,λ= 0,3 см). Р. с неподвижной сферической чашей сооружен в кратере вулкана в Аресибо, Пуэрто-Рико (D = 300 м,λ= 10 см). Этот Р. обладает очень большой собирающей поверхностью и используется как локатор для картографирования планет. Крестообразные и кольцевые Р. функционируют в Молонгло, Австралия (крест из 2 сетчатых параболических цилиндров 1600×13 м,λ= 75 см и 3 м); Харькове, СССР (Т-образная антенна 1800×900 м,состоит из 2040 широкополостных вибраторов, λ= 10—30 м); Пущине, СССР (крест из 2 цилиндров 1000×1000 м,λ = 2—10 м); Калгурре, Австралия (96 параболоидов диаметром 13 м, расположенных по кольцу D=3км,λ= 3,7 м); РАТАН-600 в СССР (рефлекторный радиотелескоп с отражающей поверхностью в виде кольца D= 600 м и шириной 7,5 м, диапазон волн 0,8—30 см).Крупнейшие Р. апертурного синтеза — в Кембридже, Великобритания (λ= 5 см), и Вестерборке, Нидерланды (λ = 6 см),имеют разрешающую способность около 3’’. См. также Радиоастрономические обсерватории.

Лит.: Есепкина Н. А., Корольков Д. В., Парийский Ю. Н., Радиотелескопы и радиометры, М., 1973; Христиансен У., Хегбом И., Радиотелескопы, пер. с англ., М., 1972.

Ю. Н. Парийский.

Харьковский Т-образный радиотелескоп.

1. ра́диотелеско́п;
2. ра́диотелеско́пы;
3. ра́диотелеско́па;
4. ра́диотелеско́пов;
5. ра́диотелеско́пу;
6. ра́диотелеско́пам;
7. ра́диотелеско́п;
8. ра́диотелеско́пы;
9. ра́диотелеско́пом;
10. ра́диотелеско́пами;
11. ра́диотелеско́пе;
12. ра́диотелеско́пах.

-а, м.

Устройство, предназначенное для приема и регистрации радиоизлучения космических объектов.

м.

Устройство, предназначенное для приёма и регистрации радиоизлучения внеземных объектов.

РАДИОТЕЛЕСКОП - устройство для приема и регистрации радиоизлучения космических объектов. При помощи радиотелескопа исследуются интенсивность радиоизлучения, его спектральная плотность, поляризация, определяются координаты источника радиоизлучения на небесной сфере. Радиотелескоп состоит из направленной антенны и радиометра. Радиотелескоп, который имеет две или более антенны, работающие как единая система, называется радиоинтерферометром.

муж. radio-telescope

radiotelescope, radar [radio\] telescope

м

Radioteleskop n

радиотелескоп м Radioteleskop n 1a

м.

radiotelescopio

РАДИОТЕЛЕСКОП

устройство для приёма и измерения радиоизлучения косм. объектов в диапазоне от декаметровых до миллиметровых длин волн (в пределах «окна прозрачности» земной атмосферы для радиоволн). Измерения на более длинных волнах производят из космоса. Р. состоит из антенны и измерителя малых мощностей — радиометра (рис.). Радиометр усиливает принятое антенной в рабочей полосе частот Df излучение и преобразует его в форму, удобную для дальнейшей обработки и регистрации: анализа поляризации косм. радиоизлучения, частотных особенностей (спектр), временных хар-к (импульсное излучение). Фиксируемая Р. плотность потока радиоизлучения во многих случаях составляет ничтожную величину =1 мЯн, т. е. 10-29 Вт/(м2
• Гц).

Важным параметром Р. явл. шумовая температура Тш, характеризующая суммарную мощность Р излучения радиометра и излучения, собираемого антенной от земли и наземных источников, от атмосферы, ионосферы и из косм. пространства (P=kTшDf).

Рис. Схематич. изображение радиотелескопа: А— зеркало антенны; R — кабина радиометра;D1 и D2 — диаграммы направленности антенны и облучателя антенны; L — поворотное устройство радиотелескопа; S —источник косм. радиоизлучения; ft— падающее на зеркало излучение.

Это излучение явл. шумовым фоном, из к-рого выделяют сигнал от исследуемого косм. объекта. Р. способен зарегистрировать сигнал, мощность к-рого превышает суммарную мощность шумов на величину, характеризуемую приращением антенной темп-ры DTш=Tш/(?(Df
• t), где t — время накопления сигнала. Чувствительность Р. DTш во многом зависит от шумовой темп-ры радиометра, поэтому в Р. применяются малошумящие усилители: мазерные, параметрич. и транзисторные. Миним. темп-ру шумов (=10 К) имеют мазерные усилители, их применение снижает в отдельных случаях Tш до 15 К. Параметрич. усилители обеспечивают снижение Тш до 80—100 К, а в охлаждаемых устройствах до 50 К, Транзисторные усилители успешно работают в сантиметровом и дециметровом диапазонах, их шумовые темп-ры при охлаждении усилителя до 20 К равны 15—35 К. Качество Р., кроме чувствительности, определяется также угловым разрешением — шириной главного лепестка диаграммы направленности антенны ja=l/d, где l — рабочая длина волны P., d — размер. апертуры (раскрыва) антенны. Т. к. радиоволны на много порядков длиннее оптических, то угловое разрешение даже самого крупного Р. не превышает углового разрешения невооружённого глаза.

Для оптимизации параметров Р. (чувствительности, разрешающей способности) созданы два класса Р.— с 1 полной апертурой и с незаполненной апертурой. Р. с полной апертурой собирают энергию со всей геом. площади антенны. К таким антеннам относятся зеркальные антенны и антенные решётки, состоящие из диполей.

Наиболее распространены Р. с зеркальными антеннами параболической формы (диаметром до 100 м), собирающими параллельный пучок падающих на антенну лучей в фокус, где располагается облучатель антенны. Такие Р. позволяют осуществлять приём космического радиоизлучения вплоть до сантиметровых и даже миллиметровых волн.

В отличие от параболоида, сферич. зеркало собирает энергию в определённом объёме (из-за сферич. аберрации), и для фокусировки излучения в одну точку применяют вторичное зеркало. Преимущество сферич. зеркала заключается в том, что оно может быть неподвижным, следовательно, более точным. Перестановка же Р. в заданное направление осуществляется перемещением вторичного зеркала с облучателем, т. е. использованием для работы разл. участков сферического зеркала.

Частным случаем зеркальной антенны является перископическая система с усечённым параболич. или сферич. зеркалом и плоским переотражающим зеркалом. По углу места антенна устанавливается при помощи плоского зеркала, а в азимутальном направлении — передвижением облучателя. К Р. этого типа относится РАТАН-600, крупнейший сов. Р., установленный близ станицы Зеленчукская на Кавказе. Он состоит из 900 отражателей размером 7,4X2 м, установленных по кольцу диаметром 588 м. Каждый из щитов-отражателей передвигается т. о., чтобы падающее на него излучение радиоисточника отражалось синфазно в фокальную точку Р.

Оптимальное соотношение чувствительности и углового разрешения было найдено в инструментах с неполной апертурой. Простейшим инструментом данного типа явл. радиоинтерферометр, антенна к-рого состоит из двух небольших элементов — антенн, разнесённых на большое расстояние друг от друга и соединённых между собой высокочастотным кабелем. Радиоинтерферометр имеет многолепестковую диаграмму направленности. Ширина лепестка определяется расстоянием В между антеннами, от него зависит и угловое разрешение инструмента jи=l/B. В отличие от обычного Р., интерферометр измеряет не яркостную температуру той или иной части (точки) объекта, а одну из гармоник в спектре пространственных частот распределения радиояркости. Номер гармоники, измеряемой интерферометром, определяется длиной базы В. Наблюдая источник на радиоинтерферометре, одна из антенн к-рого занимает последовательно разл. точки на большой площади (заполняет большую апертуру), можно измерить весь спектр пространственных частот, характеризующих распределение радиояркости объекта. Затем по данному спектру восстанавливается (обратным фурье-преобразованием) распределение радиояркости объекта с угловым разрешением, соответствующим угловому разрешению Р. с апертурой, полученной синтезом последовательных измерений во всех её точках.

Инструменты апертурного синтеза получили широкое распространение, с их помощью достигнуто высокое разрешение. Так, антенная решётка радиоинтерферометра в Нью-Мексико (США) имеет форму буквы Y и состоит из 27 полноповоротных параболич. антенн диаметром 25 м, длина двух плеч равна 21 км и третьего 19 км. Антенны могут передвигаться по спец. рельсовому пути. Р. работает на волнах 1,3; 2,6 и 18—21 см, угловое разрешение достигает 0,1", т. е. превышает разрешение лучших оптич. телескопов. К этому классу Р. может быть отнесён и РАТАН-600. Изображение объекта может быть синтезировано из его последовательных наблюдений в разных азимутах.

Особое место занимает радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами, или независимая радиоинтерферометрия (РСДБ). Сигналы, принятые на двух далеко разнесённых антеннах, могут быть после преобразования (понижения частоты) записаны на лентах. Для синхронизации записей на обоих пунктах одновременно на лентах записываются маркёры времени. Преобразование и синхронизация записей проводятся при помощи сигналов от атомных стандартов частоты. Далее записи считываются на вычислит. центре и перемножаются — выделяется коррелированный сигнал, соответствующий интенсивности к.-л. гармоники распределения яркости исследуемого объекта. Элементы интерферометра физически не связаны между собой и длина базы может быть сделана сколь угодно большой.

В условиях Земли угловое разрешение интерферометров достигает 10-4 секунды дуги.

Исторически первым Р. может быть назван инструмент, построенный К. Янским (США, 1931) для изучения грозовых помех на волне 4,6 м. Его антенна состояла из синфазно соединённых полуволновых диполей. При помощи этого инструмента было обнаружено излучение Млечного Пути. Первый спец. Р. был создан Г. Ребером (США) в кон. 30-х гг. Р. имел зеркальную параболич. антенну диаметром 9,5 м и радиометры на волны трёх длин: 9, 33 и 187 см. Ребером были получены первые радиокарты неба и обнаружено радиоизлучение Солнца. Фактически радиоастрономия как наука сформировалась после 2-й мировой войны, когда на основе радиолокаторов были созданы достаточно совершенные Р. и разработаны методы приёма слабых радиосигналов. Угловое разрешение первых Р. было недостаточным и его повысили простым способом — наблюдением косм. радиоисточников, восходящих над поверхностью моря. Прямой и отражённый от поверхности моря сигналы интерферируют, образуя интерференц. минимумы и максимумы. Р. как бы отражается в зеркале моря, и инструмент оказывается состоящим из двух далеко разнесённых антенн, расстояние между к-рыми и определяет угловое разрешение. Не менее эффективным оказался метод покрытий. В момент покрытия радиоисточника Луной возникает дифракция на краю Луны, по дифракционной картине можно судить об угловом размере источника. Ширина дифракц. лепестков, определяющая разрешение Р., в этом методе j=?l/D, где D — расстояние до Луны. На метровых волнах этот метод позволяет получить разрешение порядка неск. десятков секунд. Значительно более высокое разрешение было получено методом мерцаний. Сигнал от радиоисточника, проходя через неоднородности косм. среды (движущиеся облака ионизованного газа ионосферы, межпланетной и межзвёздной среды), искажается, в результате на поверхности Земли наблюдается «бегущая» дифракц. картина, источник мерцает. Величина мерцаний зависит от относит. угловых размеров облаков и источника, а характерное время мерцаний — от скорости этих облаков. Угловое разрешение на ионосферных неоднородностях составляет неск. угловых минут, на межпланетных =0,3—0,05", на межзвёздных =10-6 секунды дуги.

Современные Р. позволили не только обнаружить тысячи косм. радиоисточников (Солнце, планеты, нейтронные звёзды, пульсары, мазерные источники в галактич. туманностях, галактики, квазары), но и исследовать их тонкую радиоструктуру. В радиодиапазоне были открыты спектральные линии многих хим. элементов, неорганич. и сложных органич. молекул, что позволило приоткрыть завесу над процессами образования звёзд и планетных систем. Открытие микроволнового фонового излучения (т. н. реликтового излучения) в диапазоне длин волн от 102 до 10-2 см явилось важным подтверждением модели «горячей Вселенной» (см. КОСМОЛОГИЯ).

РАДИОТЕЛЕСКОП, прибор, используемый для приема и фиксации радиоволн из космоса. Основная конструкция - большая параболическая антенна или параболический отражатель до 100 м в диаметре. Гладкость и точность формы отражающей поверхности определяет нижний предел приема волн, так как неровности поверхности не должны превышать определенной доли длины волны. Однако для волн большей длины, от 21 см, в качестве отражателя используют открытую проволочную сетку. Параболическая антенна отражает радиоволны вспомогательным отражателем на фокус, где они преобразуются в электрические сигналы. Эти сигналы усиливаются и передаются в диспетчерский пункт, где происходит дальнейшее усиление для исследования и записи. Радиотелескоп должен обладать высокой чувствительностью (способностью демодулировать малейшие сигналы) и высокой РАЗРЕШАЮЩЕЙ СПОСОБНОСТЬЮ (способность улавливать мелкие детали). Самые крупные параболические антенны, такие как в радиообсерваториях Эффельсберг, Джодрелл Бэнк и Парке, отличаются высокой чувствительностью. Наилучшее разрешение может быть достигнуто соединением двух и более параболических антенн и созданием радио-ИНТЕРФЕРОМЕТРА или с помощью комбинирования антенн и создания апертурной синтезирующей антенной решетки.

Радиотелескопы используются для записи радиоизлучении отдаленных звезд, галактик и других астрономических объектов во вселенной, которые удалены настолько, что их невозможно обнаружить с помощью оптических телескопов. В этих случаях астрономы вынуждены полагаться на излучения с большей длиной волны, проникающие через атмосферу Земли. Поэтому для исследования удаленных объектов (1) определенной области неба необходимы параболические антенны больших размеров (2). Самые большие параболические антенны установлены неподвижно, и наблюдения должны совладать с вращением Земли. Чтобы этого избежать, можно использовать группу параболических антенн, связанных в ан тенную решетку (называемую радио-интерферометром), удаленных друг от друга на многие километры (3) и объединяющие результаты наблюдений каждой из них электронным способом, образуя большую антенну путем синтеза (4).

РАДИОТЕЛЕСКО́П -а; м. Устройство, предназначенное для приёма и регистрации радиоизлучения космических объектов.

* * *

устройство для приёма и регистрации радиоизлучения космических объектов. При помощи радиотелескопа исследуются интенсивность радиоизлучения, его спектральная плотность, поляризация, определяются координаты источника радиоизлучения на небесной сфере. Радиотелескоп состоит из направленной антенны и радиометра. Радиотелескоп, который имеет две или более антенны, работающие как единая система, называется радиоинтерферометром.

* * *

РАДИОТЕЛЕСКО́П, устройство для приема и регистрации радиоизлучения космических объектов. При помощи радиотелескопа исследуются интенсивность радиоизлучения, его спектральная плотность, поляризация, определяются координаты источника радиоизлучения на небесной сфере. Радиотелескоп состоит из направленной антенны и радиометра. Радиотелескоп, который имеет две или более антенны, работающие как единая система, называется радиоинтерферометром.

радиоприёмное устройство для исследований в диапазоне радиоволн излучения Солнца, планет, межзвёздной среды и др. небесных объектов. Состоит из антенны (многоэлементной или зеркальной) для приёма радиоизлучения и радиометра для регистрации и измерений поступающего излучения. В 1979 на орбит. станции "Салют-6" работал первый космич. Р. КРТ-10 с диам. антенны 10 м. См. рис.

Радиотелескоп "РАТАН-600" Специальной астрофизической обсерватории АН СССР

РАДИОТЕЛЕСКОП — астрономический инструмент, состоящий из направленной антенны (млн. системы антенн) и радиометра (см. (2)), служащий для приёма и регистрации радиоизлучения Солнца, планет, межзвёздной среды и др. небесных объектов с последующим исследованием их характеристик.