Radiotelescopio - Revista "Todo sobre el Espacio". Antenas no para comunicación: el radiotelescopio más grande del mundo

Características de los radiotelescopios

Los radiotelescopios modernos permiten explorar el Universo con tal detalle, que hasta hace poco estaba más allá de los límites de lo posible no solo en el rango de radio, sino también en la astronomía tradicional de luz visible. Unidos en una sola red de instrumentos ubicados en diferentes continentes, le permiten observar el núcleo mismo de las radiogalaxias, cuásares, cúmulos de estrellas jóvenes.
Arecibo en Puerto Rico tiene el espejo sólido fijo más grande del mundo - 305 m Una estructura de 800 t cuelga de cables sobre el cuenco esférico El espejo está rodeado por una malla metálica alrededor del perímetro, que protege el telescopio de la emisión de radio.	La antena parabólica de rotación completa más grande del mundo del Observatorio Green Bank (Virginia Occidental, EE. UU.). El espejo de 100x110 m se construyó después de que una antena giratoria de 90 m colapsara por su propio peso en 1988.

El principio de funcionamiento de los radiotelescopios.
Las antenas parabólicas completamente giratorias, análogas a los telescopios reflectores ópticos, resultaron ser las más flexibles en operación de toda la variedad de antenas de radioastronomía. Pueden dirigirse a cualquier punto del cielo, seguir la fuente de radio - "acumular la señal", como dicen los radioastrónomos - y aumentar así la sensibilidad del telescopio, su capacidad para distinguir señales mucho más débiles de fuentes cósmicas contra el fondo de todo tipo de ruido. El primer gran paraboloide de giro completo con un diámetro de 76 m se construyó en 1957 en el Observatorio Británico de Jodrell Bank. Y hoy, el plato de la antena móvil más grande del mundo en el Observatorio de Green Bank (EE. UU.) tiene unas dimensiones de 100 por 110 m, y este es prácticamente el límite para los radiotelescopios móviles individuales. El aumento de diámetro tiene tres consecuencias importantes: dos buenas y una mala. Primero, lo más importante para nosotros es que la resolución angular aumenta en proporción al diámetro. En segundo lugar, la sensibilidad crece, y mucho más rápido, en proporción al área del espejo, es decir, al cuadrado del diámetro. Y, en tercer lugar, el coste aumenta aún más rápido, que en el caso de un telescopio de espejo (tanto óptico como de radio) es aproximadamente proporcional al cubo del diámetro de su espejo principal.
Las principales dificultades están asociadas a la deformación del espejo bajo la acción de la gravedad. Para que el espejo del telescopio enfoque claramente las ondas de radio, las desviaciones de la superficie de una superficie parabólica ideal no deben exceder una décima parte de la longitud de onda. Tal precisión se logra fácilmente para longitudes de onda de varios metros o decímetros. Pero en longitudes de onda cortas de centímetros y milímetros, la precisión requerida ya es de décimas de milímetro. Debido a las deformaciones estructurales bajo su propio peso y las cargas del viento, es casi imposible crear un telescopio parabólico de rotación completa con un diámetro de más de 150 m El plato fijo más grande con un diámetro de 305 m se construyó en el Observatorio de Arecibo, Puerto Rico. Pero, en general, la era de la gigantomanía en la construcción de radiotelescopios ha llegado a su fin. En México, en la montaña Sierra Negra, a 4.600 metros de altura, finaliza la construcción de una antena de 50 metros para operación de ondas milimétricas. Quizás esta sea la última gran antena única creada en el mundo.
Para ver los detalles de la estructura de las fuentes de radio, se necesitan otros enfoques, que tenemos que resolver. Las ondas de radio emitidas por un objeto observado se propagan en el espacio generando cambios periódicos en los campos eléctrico y magnético. Una antena parabólica recoge las ondas de radio que caen sobre ella en un punto: el foco. Cuando varias ondas electromagnéticas pasan por un punto, interfieren, es decir, sus campos se suman. Si las ondas vienen en fase, se amplifican, en antifase, se debilitan, hasta el cero completo. La peculiaridad de un espejo parabólico es precisamente que todas las ondas de una fuente se enfocan en una fase y se amplifican entre sí tanto como sea posible. El funcionamiento de todos los telescopios de espejo se basa en esta idea.
Aparece un punto brillante en el foco, y generalmente se coloca un receptor aquí, que mide la intensidad total de la radiación capturada dentro de los límites del patrón de radiación del telescopio. A diferencia de la astronomía óptica, un radiotelescopio no puede tomar una fotografía de una sección del cielo. En cada momento, detecta radiación proveniente de una sola dirección. En términos generales, un radiotelescopio funciona como una cámara de un solo píxel. Para construir una imagen, uno tiene que escanear la fuente de radio punto por punto. (Sin embargo, el radiotelescopio milimétrico que se está construyendo en México tiene un conjunto de radiómetros enfocado y ya no es de "píxel único".)

"Juego por equipos de radiotelescopios"
Sin embargo, puedes hacerlo de otra manera. En lugar de llevar todos los rayos a un punto, podemos medir y registrar las oscilaciones del campo eléctrico generado por cada uno de ellos en la superficie del espejo (o en otro punto por el que pasa el mismo haz), y luego "sumar" estos registros en un dispositivo informático de procesamiento, teniendo en cuenta el desfase correspondiente a la distancia que cada una de las ondas tuvo que recorrer hasta el foco imaginario de la antena. Un dispositivo que funciona de acuerdo con este principio se llama interferómetro, en nuestro caso, un interferómetro de radio.
Los interferómetros eliminan la necesidad de construir enormes antenas de una sola pieza. En cambio, se pueden colocar docenas, cientos o incluso miles de antenas una al lado de la otra y combinar las señales recibidas por ellas. Dichos telescopios se denominan conjuntos en fase. Sin embargo, todavía no resuelven el problema de la "vigilancia"; para esto, debe dar un paso más. Como recordará, a medida que crece el tamaño de un radiotelescopio, su sensibilidad crece mucho más rápido que su resolución. Por lo tanto, nos encontramos rápidamente en una situación en la que la potencia de la señal grabada es más que suficiente y la resolución angular es deficiente. Y entonces surge la pregunta: “¿Por qué necesitamos un conjunto sólido de antenas? ¿No se puede diluir?" ¡Resultó que es posible! Esta idea se denomina "síntesis de apertura", ya que se "sintetiza" un espejo de un diámetro mucho mayor a partir de varias antenas independientes separadas colocadas en un área grande. La resolución de un instrumento "sintético" de este tipo no está determinada por el diámetro de las antenas individuales, sino por la distancia entre ellas: la base del interferómetro de radio. Por supuesto, debe haber al menos tres antenas y no deben ubicarse a lo largo de una línea recta. De lo contrario, la resolución del radiointerferómetro será extremadamente heterogénea. Será alto solo en la dirección a lo largo de la cual las antenas están espaciadas. En la dirección transversal, la resolución seguirá estando determinada por el tamaño de las antenas individuales.
La radioastronomía comenzó a desarrollarse por este camino ya en la década de 1970. Durante este tiempo, se crearon una serie de grandes interferómetros de múltiples antenas. Algunos de ellos tienen antenas fijas, mientras que otros pueden moverse a lo largo de la superficie de la tierra para hacer observaciones en diferentes "configuraciones". Dichos interferómetros construyen mapas "sintetizados" de fuentes de radio con una resolución mucho más alta que los radiotelescopios individuales: en ondas centimétricas alcanza 1 segundo de arco, y esto ya es comparable a la resolución de los telescopios ópticos cuando se observa a través de la atmósfera terrestre.

El sistema más conocido de este tipo es el "Very Large Lattice" ( Muy grande Array, VLA) - construido en 1980 en el Observatorio Nacional de Radioastronomía de EE. UU. Sus 27 antenas parabólicas, cada una con un diámetro de 25 my un peso de 209 toneladas, se mueven a lo largo de tres vías radiales y pueden alejarse del centro del interferómetro a una distancia de hasta 21 km. Otros sistemas también están operativos en la actualidad: Westerbork en los Países Bajos (14 antenas con un diámetro de 25 m), ATCA en Australia (6 antenas de 22 m cada una), MERLIN en el Reino Unido. El último sistema, junto con otros 6 instrumentos repartidos por todo el país, incluye el famoso telescopio de 76 metros. En Rusia (en Buriatia) se creó el interferómetro de radio solar siberiano, un sistema especial de antenas para el estudio operativo del Sol en el rango de radio.
En 1965, los científicos soviéticos L.I. Matveenko, N. S. Kardashev, G. B. Sholomitsky propuso registrar datos de forma independiente en cada antena de interferómetro y luego procesarlos conjuntamente, como si simulara el fenómeno de la interferencia en una computadora. Esto permite que las antenas se distribuyan en distancias arbitrariamente largas. Por lo tanto, el método se denominó interferometría de radio de línea de base muy larga (VLBI) y se ha utilizado con éxito desde principios de la década de 1970. La longitud base récord alcanzada en los experimentos es de 12,2 mil km, y la resolución a una longitud de onda de unos 3 mm alcanza los 0,00008'', tres órdenes de magnitud superior a la de los grandes telescopios ópticos. Es poco probable que este resultado mejore significativamente en la Tierra, ya que el tamaño de la base está limitado por el diámetro de nuestro planeta.
Actualmente, las observaciones sistemáticas son realizadas por varias redes de interferómetros de radio intercontinentales. En Estados Unidos se ha creado un sistema que incluye 10 radiotelescopios con un diámetro promedio de 25 m, ubicados en la parte continental del país, en las Islas Hawai y Vírgenes. En Europa, para los experimentos VLBI, se combinan regularmente el telescopio Bonn de 100 metros y el telescopio de Medicina (Italia) de 32 metros, los interferómetros MERLIN, Westerbork y otros instrumentos. Este sistema se llama EVN. También existe una red mundial de radiotelescopios para astrometría y geodesia IVS. Y recientemente, Rusia comenzó a operar su propia red interferométrica "Kvazar" de tres antenas de 32 metros ubicadas en región de leningrado, en el Cáucaso del Norte y en Buriatia. Es importante tener en cuenta que los telescopios no están conectados rígidamente a las redes VLBI. Se pueden utilizar de forma independiente o conmutados entre redes.
La interferometría de línea de base muy larga requiere una precisión de medición muy alta: es necesario fijar la distribución espacial de los máximos y mínimos de los campos electromagnéticos con una precisión de una fracción de longitud de onda, es decir, para ondas cortas a fracciones de centímetro. Y con la mayor precisión, anote los puntos de tiempo en los que se tomaron las medidas en cada antena. Los estándares de frecuencia atómica se utilizan como relojes ultraprecisos en experimentos VLBI. Pero no crea que los interferómetros de radio no tienen desventajas. A diferencia de una antena parabólica sólida, el patrón de directividad de un interferómetro tiene cientos y miles de lóbulos estrechos de tamaño comparable en lugar de un lóbulo principal. Construir un mapa fuente con un patrón de radiación de este tipo es como tocar el teclado de una computadora con los dedos extendidos. La restauración de imágenes es una tarea compleja y, además, “incorrecta” (es decir, inestable a pequeños cambios en los resultados de las mediciones), que, sin embargo, los radioastrónomos han aprendido a resolver.

Logros de la radiointerferometría
Los interferómetros de radio con una resolución angular de milésimas de segundo de arco "asomaron" en la mayoría regiones internas las "radiobalizas" más poderosas del Universo: las radiogalaxias y los cuásares, que emiten en el rango de radio decenas de millones de veces más intensas que las galaxias ordinarias. Fue posible "ver" cómo se expulsan las nubes de plasma de los núcleos de las galaxias y cuásares, para medir la velocidad de su movimiento, que resultó ser cercana a la velocidad de la luz. Muchas cosas interesantes fueron descubiertas en nuestra Galaxia. En la vecindad de estrellas jóvenes, se han encontrado fuentes de emisión de radio máser (un máser es un análogo de un láser óptico, pero en el rango de radio) en las líneas espectrales de agua, hidroxilo (OH) y metanol (CH 3 OH) moléculas. En una escala cósmica, las fuentes son muy pequeñas, menos de sistema solar. Puntos brillantes separados en los mapas de radio obtenidos por interferómetros pueden ser embriones de planetas.
Tales másers también se han encontrado en otras galaxias. El cambio en las posiciones de los puntos máser durante varios años, observado en la galaxia vecina M33 en la constelación Triangulum, por primera vez permitió estimar directamente la velocidad de su rotación y movimiento a través del cielo. Los desplazamientos medidos son insignificantes, su velocidad es miles de veces menor que la velocidad de un caracol que se arrastra por la superficie de Marte visible para un observador terrestre. Tal experimento aún está mucho más allá de las capacidades de la astronomía óptica: simplemente está más allá de su poder para notar los movimientos adecuados de objetos individuales a distancias intergalácticas. Finalmente, las observaciones interferométricas han proporcionado nueva evidencia de la existencia de agujeros negros supermasivos. Alrededor del núcleo de la galaxia activa NGC 4258 se descubrieron cúmulos de materia que se mueven en órbitas con un radio de no más de tres años luz, mientras que sus velocidades alcanzan los miles de kilómetros por segundo. Esto significa que la masa del cuerpo central es de al menos mil millones de masas solares, y no puede ser otra cosa que un agujero negro.
Se han obtenido varios resultados interesantes mediante el método VLBI en observaciones en el sistema solar. Comience con al menos la prueba cuantitativa más precisa hasta la fecha teoría general relatividad. El interferómetro midió la desviación de las ondas de radio en el campo gravitatorio del Sol con una precisión de una centésima de uno por ciento. Esto es dos órdenes de magnitud más preciso de lo que permiten las observaciones ópticas. Los interferómetros de radio globales también se utilizan para rastrear el movimiento de naves espaciales que estudian otros planetas. La primera vez que se llevó a cabo un experimento de este tipo fue en 1985, cuando los vehículos soviéticos "Vega-1" y "-2" arrojaron globos a la atmósfera de Venus. Las observaciones confirmaron la rápida circulación de la atmósfera del planeta a una velocidad de unos 70 m/s, es decir, una vuelta alrededor del planeta en 6 días. Este hecho asombroso que aún está pendiente de su explicación.
En 2004, observaciones similares con una red de 18 radiotelescopios en diferentes continentes acompañaron el aterrizaje de la nave espacial Huygens en la luna Titán de Saturno. Desde una distancia de 1200 millones de kilómetros, rastrearon cómo se mueve el dispositivo en la atmósfera de Titán con una precisión de decenas de kilómetros. No es muy conocido que casi la mitad de la información científica se perdió durante el aterrizaje de Huygens. La sonda transmitió datos a través de la estación Cassini, que la llevó a Saturno. Para mayor confiabilidad, se proporcionaron dos canales de transmisión de datos redundantes. Sin embargo, poco antes de aterrizar, se decidió transmitir diferente información sobre ellos. Pero en el momento más crucial, debido a una falla aún inexplicable, uno de los receptores de la Cassini no se encendió y la mitad de las imágenes desaparecieron. Y junto con ellos, también desaparecieron los datos sobre la velocidad del viento en la atmósfera de Titán, que se transmitían justo sobre el canal desconectado. Afortunadamente, la NASA se las arregló para ir a lo seguro: el descenso de la Huygens fue observado desde la Tierra por un interferómetro de radio global. Esto, aparentemente, salvará los datos que faltan sobre la dinámica de la atmósfera de Titán. Los resultados de este experimento aún se están procesando en el Instituto Europeo Conjunto de Interferometría de Radio y, por cierto, nuestros compatriotas Leonid Gurvits y Sergey Pogrebenko lo están haciendo.

El futuro de la radiointerferometría
Al menos en el próximo medio siglo, la línea general de desarrollo de la radioastronomía será la creación de sistemas cada vez mayores de síntesis de apertura: todos los grandes instrumentos que se están diseñando son interferómetros. Entonces, en la Meseta de Chajnantor en Chile, los esfuerzos conjuntos de varios países europeos y americanos comenzaron la construcción del sistema de antenas de ondas milimétricas ALMA (Atacama Large Millimeter Array). En total, habrá 64 antenas con un diámetro de 12 metros con un rango de longitud de onda operativa de 0,35 a 10 mm. La mayor distancia entre antenas de ALMA será de 14 km. Debido al clima muy seco y alta altitud sobre el nivel del mar (5100 m), el sistema podrá observar olas de menos de un milímetro. En otros lugares ya menor altitud, esto no es posible debido a la absorción de dichas radiaciones por parte del vapor de agua del aire. La construcción de ALMA se completará en 2011.

Radiotelescopios del tiempo presente y futuro cercano en la Tierra y en el Espacio
	Proyecto "Radioastron", lanzado en 2007

Los autores del material: Mikhail Prokhorov, Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas y Georgy Rudnitsky, Candidato de la Revista de Ciencias Físicas y Matemáticas "Alrededor del Mundo": El telescopio más agudo

El Instituto Pedagógico Estatal de Taganrog lleva el nombre de A.P. Chéjov"

Astronomía radial. radiotelescopios.

Características principales.

Completado por un estudiante

Facultad de Física y Matemáticas

51 grupos: Mazur V.G.

Taganrog

Introducción

La radioastronomía es una rama de la astronomía que estudia los objetos espaciales analizando las emisiones de radio que provienen de ellos. Muchos cuerpos cósmicos emiten ondas de radio que llegan a la Tierra: se trata, en particular, de las capas exteriores del Sol y de las atmósferas de los planetas, nubes de gas interestelar. La emisión de radio va acompañada de fenómenos como la interacción de flujos de gas turbulentos y ondas de choque en el medio interestelar, la rápida rotación de estrellas de neutrones con un fuerte campo magnético, procesos "explosivos" en los núcleos de galaxias y cuásares, erupciones solares, etc. Las señales de radio de los objetos naturales que llegan a la Tierra tienen el carácter de ruido. Estas señales se reciben y amplifican mediante equipos electrónicos especiales y luego se registran en forma analógica o digital. A menudo, la radioastronomía es más sensible y de largo alcance que la óptica.

Un radiotelescopio es un instrumento astronómico para recibir la propia emisión de radio de los objetos celestes (del Sistema Solar, la Galaxia y la Metagalaxia) y estudiar sus características, tales como: coordenadas, estructura espacial, intensidad de radiación, espectro y polarización.

ASTRONOMÍA RADIAL

§ 1. Comparación con la astronomía óptica

De todos los tipos de radiación electromagnética cósmica, solo la luz visible, la radiación infrarroja cercana (onda corta) y parte del espectro de ondas de radio pasan a través de su atmósfera prácticamente sin disminuir. Por un lado, las ondas de radio, que tienen una longitud de onda mucho más larga que la radiación óptica, atraviesan fácilmente las atmósferas nubladas de los planetas y las nubes de polvo interestelar, que son opacas a la luz. Por otro lado, solo las ondas de radio más cortas atraviesan regiones de gas ionizado que son transparentes a la luz alrededor de las estrellas y en el espacio interestelar. Los radioastrónomos captan las señales espaciales débiles utilizando radiotelescopios, cuyos elementos principales son las antenas. Por lo general, estos son reflectores de metal en forma de paraboloide. En el foco del reflector, donde se concentra la radiación, se coloca un dispositivo colector en forma de bocina o dipolo, que desvía la energía de emisión de radio recolectada hacia el equipo receptor. Los reflectores con un diámetro de hasta 100 m se hacen móviles y de círculo completo; pueden apuntar a un objeto en cualquier parte del cielo y seguirlo. Los reflectores más grandes (hasta 300 m de diámetro) están inmóviles, en forma de un enorme cuenco esférico, y apuntan al objeto debido a la rotación de la Tierra y al movimiento del irradiador en el foco de la antena. Incluso los reflectores más grandes suelen parecer parte de un paraboloide. Cuanto más grande es el reflector, más detallado es el patrón de radio observado. A menudo, para mejorarlo, un objeto es observado sincrónicamente por dos radiotelescopios o todo su sistema que contiene varias docenas de antenas, a veces separadas por miles de kilómetros.

§2. Rangos de emisión de radio registrados

Las ondas de radio de unos pocos milímetros a 30 m de largo pasan a través de la atmósfera terrestre; en el rango de frecuencia de 10 MHz a 200 GHz. Por lo tanto, los radioastrónomos están trabajando con frecuencias que son notablemente más altas que, por ejemplo, el rango de radiodifusión de ondas medias o cortas. Sin embargo, con la llegada de VHF y la transmisión de televisión en el rango de frecuencia de 50-1000 MHz, así como los radares (radar) en el rango de 3-30 GHz, los radioastrónomos tienen problemas: las señales potentes de los transmisores terrestres en estos rangos interfieren. con la recepción de señales espaciales débiles. Por ello, mediante acuerdos internacionales, a los radioastrónomos se les han asignado varias bandas de frecuencias para la observación espacial en las que está prohibida la transmisión de señales.

§3. Referencia histórica

La radioastronomía como ciencia comenzó en 1931, cuando K. Yansky de Bell Telephone Company comenzó a estudiar las interferencias de radio y descubrió que provienen de la parte central de la Vía Láctea. El primer radiotelescopio fue construido en 1937-1938 por el ingeniero de radio G. Reber, quien independientemente hizo un reflector de 9 metros en su jardín con láminas de hierro, en principio lo mismo que las antenas parabólicas gigantes actuales. Reber compiló el primer mapa de radio del cielo y descubrió que toda la Vía Láctea irradia a una longitud de onda de 1,5 m, pero su parte central irradia con mayor intensidad. En febrero de 1942, J. Hay notó que en el rango de metros el Sol interfiere con los radares cuando se producen destellos sobre él; J. Southworth descubrió la emisión de radio del Sol en el rango de centímetros en 1942-1943. El desarrollo sistemático de la radioastronomía comenzó después de la Segunda Guerra Mundial. En Gran Bretaña se crearon el gran observatorio Jodrell Bank (Universidad de Manchester) y la estación del Laboratorio Cavendish (Cambridge). El Laboratorio de Radiofísica (Sydney) ha establecido varias estaciones en Australia. Los radioastrónomos holandeses comenzaron a estudiar las nubes de hidrógeno interestelar. En la URSS, se construyeron radiotelescopios cerca de Serpukhov, en Pulkovo, en Crimea. Los observatorios de radio más grandes de los Estados Unidos son los Observatorios Nacionales de Radioastronomía en Green Bank (West Virginia) y Charlottesville (Virginia), el Observatorio de la Universidad de Cornell en Arecibo (Puerto Rico), el Observatorio del Instituto de Tecnología de California en Owens Valley (Puerto Rico) ). California), MIT Lincoln Laboratory y Harvard University Oak Ridge Observatory (Massachusetts), UC Berkeley Hat Creek Observatory (CA), University of Massachusetts Five College Radio Astronomy Observatory (Massachusetts).

RADIOTELESCOPIOS

El radiotelescopio ocupa la posición inicial, en términos de rango de frecuencia, entre los instrumentos astronómicos para el estudio de la radiación electromagnética. Los telescopios de mayor frecuencia son la radiación térmica, visible, ultravioleta, de rayos X y gamma.

Los radiotelescopios deben ubicarse preferiblemente lejos de la principal asentamientos para minimizar la interferencia electromagnética de radios, televisores, radares y otros dispositivos emisores. Ubicar un observatorio de radio en un valle o tierra baja lo protege aún mejor de la influencia del ruido electromagnético tecnogénico.

Un radiotelescopio consta de dos elementos principales: un dispositivo de antena y un dispositivo receptor muy sensible: un radiómetro. El radiómetro amplifica la emisión de radio recibida por la antena y la convierte en una forma conveniente para el registro y procesamiento.

Los diseños de las antenas de los radiotelescopios son muy diversos, debido a la amplísima gama de longitudes de onda utilizadas en radioastronomía (desde 0,1 mm hasta 1000 m). Las antenas de los radiotelescopios que reciben ondas de mm, cm, dm y metros suelen ser reflectores parabólicos, similares a los espejos de los reflectores ópticos ordinarios. Se instala un irradiador en el foco del paraboloide, un dispositivo que recoge la emisión de radio, que se dirige hacia él mediante un espejo. El irradiador transmite la energía recibida a la entrada del radiómetro y, después de la amplificación y detección, la señal se registra en la cinta de un instrumento de medición eléctrica de autograbación. En los radiotelescopios modernos, la señal analógica de la salida del radiómetro se convierte en digital y se graba en un disco duro en forma de uno o varios archivos.

Para dirigir las antenas hacia la región del cielo en estudio, generalmente se montan en soportes de azimut que proporcionan rotación en azimut y altitud (antenas de rotación completa). También hay antenas que permiten solo rotaciones limitadas, e incluso completamente estacionarias. La dirección de recepción en antenas de este último tipo (generalmente muy grandes) se logra moviendo los alimentadores, que perciben la emisión de radio reflejada desde la antena.

§4. Principio de funcionamiento

El principio de funcionamiento de un radiotelescopio es más similar al de un fotómetro que al de un telescopio óptico. Un radiotelescopio no puede construir una imagen directamente, solo mide la energía de la radiación proveniente de la dirección en la que el telescopio "mira". Así, para obtener una imagen de una fuente extendida, el radiotelescopio debe medir su brillo en cada punto.

Debido a la difracción de las ondas de radio por la apertura del telescopio, la medición de la dirección a una fuente puntual ocurre con algún error, que está determinado por el patrón de la antena e impone una limitación fundamental en la resolución del instrumento:

donde es la longitud de onda y es el diámetro de apertura. La alta resolución le permite observar detalles espaciales más finos de los objetos bajo estudio. Para mejorar la resolución, reduzca la longitud de onda o aumente la apertura. Sin embargo, el uso de longitudes de onda cortas aumenta los requisitos para la calidad de la superficie del espejo (ver el criterio de Rayleigh). Por lo tanto, suelen seguir el camino de aumentar la apertura. Aumentar la apertura también mejora otra característica importante: la sensibilidad. Un radiotelescopio debe tener una alta sensibilidad para detectar de forma fiable las fuentes más débiles posibles. La sensibilidad está determinada por el nivel de fluctuaciones de densidad de flujo:

,

donde es la potencia de ruido intrínseco del radiotelescopio, es el área efectiva (superficie colectora) de la antena, es la banda de frecuencia y es el tiempo de acumulación de la señal. Para aumentar la sensibilidad de los radiotelescopios, se aumenta su superficie colectora y se utilizan receptores y amplificadores de bajo ruido basados ​​en máseres, amplificadores paramétricos, etc.

§5. Interferómetros de radio

Además de aumentar el diámetro de la apertura, existe otra forma de aumentar la resolución (o reducir el patrón de radiación). Si tomamos dos antenas situadas a distancia d(base) entre sí, entonces la señal de la fuente a uno de ellos llegará un poco antes que al otro. Si luego se interfieren las señales de las dos antenas, a partir de la señal resultante, utilizando un procedimiento de reducción matemática especial, será posible restaurar la información sobre la fuente con una resolución efectiva. Este procedimiento de reducción se denomina síntesis de apertura. La interferencia se puede realizar tanto en hardware, suministrando una señal a través de cables y guías de ondas a un mezclador común, como en un ordenador con señales previamente digitalizadas mediante sellos de tiempo y almacenadas en una portadora. Los medios técnicos modernos han hecho posible crear un sistema VLBI, que incluye telescopios ubicados en diferentes continentes y separados por varios miles de kilómetros.

§6. Los primeros radiotelescopios

Inicio - Karl Jansky

Una copia del radiotelescopio.Janski

Historia radiotelescopios se origina en 1931, con los experimentos de Karl Jansky en el sitio de prueba de Bell Telephone Labs. Para estudiar la dirección de llegada del ruido de los rayos, construyó una antena unidireccional con polarización vertical como el lienzo de Bruce. Las dimensiones de la estructura eran 30,5 m de largo y 3,7 m de alto. El trabajo se realizó sobre una onda de 14,6 m (20,5 MHz). La antena estaba conectada a un receptor sensible, a la salida del cual había una grabadora con una constante de tiempo larga.

Grabación de emisiones obtenida por Jansky el 24 de febrero de 1932. Los máximos (flechas) se repiten después de 20 min. es el período de una rotación completa de la antena.

En diciembre de 1932, Jansky ya informaba sobre los primeros resultados obtenidos con su montaje. El artículo informaba del descubrimiento de "... un silbido constante de origen desconocido", que "... es difícil de distinguir del silbido provocado por los ruidos del propio equipo. La dirección de llegada de la interferencia sibilante cambia gradualmente durante el día, realizando una rotación completa en 24 horas. En sus siguientes dos artículos, en octubre de 1933 y octubre de 1935, Karl Jansky llega gradualmente a la conclusión de que la fuente de su nueva interferencia es la región central de nuestra galaxia. Además, la mayor respuesta se obtiene cuando la antena se dirige al centro de la Vía Láctea.

Jansky reconoció que los avances en radioastronomía requerirían antenas más grandes y nítidas que pudieran orientarse fácilmente en varias direcciones. Él mismo propuso el diseño de una antena parabólica con un espejo de 30,5 m de diámetro para operar en ondas métricas. Sin embargo, su propuesta no recibió apoyo en EE.UU.

Renacimiento - Lechada Reber

radiotelescopio meridianoGroot Rebera

En 1937, Groat Reber, un ingeniero de radio de Weton (EE. UU., Illinois), se interesó por la obra de Jansky y diseñó en el patio trasero de la casa de sus padres una antena con un reflector parabólico de 9,5 m de diámetro. un monte meridiano, es decir, se controlaba solo en elevación, y el cambio de posición del lóbulo del diagrama en ascensión recta se lograba debido a la rotación de la Tierra. La antena de Reber era más pequeña que la de Jansky, pero operaba en longitudes de onda más cortas y su patrón de radiación era mucho más nítido. La antena Reber tenía un haz cónico con un ancho de 12° a media potencia, mientras que el haz de la antena Jansky tenía un haz en forma de abanico con un ancho de 30° a media potencia en su sección más estrecha.

En la primavera de 1939, Reber descubrió radiación en una longitud de onda de 1,87 m (160 MHz) con una concentración notable en el plano de la Galaxia y publicó algunos resultados.

Radiomapa del cielo recibidoGrano Reberen 1944

Mejorando su equipo, Reber emprendió un estudio sistemático del cielo y en 1944 publicó las primeras cartas de radio del cielo en una longitud de onda de 1,87 m. Los mapas muestran claramente las regiones centrales de la Vía Láctea y fuentes de radio brillantes en la constelación de Sagitario, Cygnus A, Cassiopeia A, Canis Major y Puppis. Los mapas de Reber son bastante buenos incluso en comparación con mapas modernos, medir longitudes de onda.

Después de la Segunda Guerra Mundial, científicos de Europa, Australia y los Estados Unidos realizaron mejoras tecnológicas significativas en el campo de la radioastronomía. Así comenzó el florecimiento de la radioastronomía, que condujo al desarrollo de longitudes de onda milimétricas y submilimétricas, que permitieron alcanzar resoluciones mucho más altas.

§7. Clasificación de los radiotelescopios

Una amplia gama de longitudes de onda, una variedad de objetos de investigación en radioastronomía, el rápido ritmo de desarrollo de la radiofísica y la construcción de radiotelescopios, una gran cantidad de equipos independientes de radioastrónomos han dado lugar a una amplia variedad de tipos de radiotelescopios. Es más natural clasificar los radiotelescopios de acuerdo con la naturaleza de llenar su apertura y de acuerdo con los métodos de fase del campo de microondas (reflectores, refractores, registro independiente de campos)

Antenas de apertura llena

Las antenas de este tipo son similares a los espejos de los telescopios ópticos y son las más sencillas y familiares de usar. Las antenas de apertura llena simplemente recogen la señal del objeto observado y la enfocan en el receptor. La señal grabada ya lleva información científica y no necesita ser sintetizada. La desventaja de tales antenas es la baja resolución. Las antenas de apertura ciega se pueden dividir en varias clases según la forma de su superficie y el método de montaje.

Paraboloides de revolución

Casi todas las antenas de este tipo están montadas en soportes de altacimutal y son totalmente giratorias. Su principal ventaja es que tales radiotelescopios, como los ópticos, pueden apuntar a un objeto y guiarlo. Por lo tanto, las observaciones se pueden realizar en cualquier momento mientras el objeto en estudio se encuentra sobre el horizonte. Representantes típicos: radiotelescopio Green Bank, RT-70, radiotelescopio Kalyazinsky.

Cilindros parabólicos

La construcción de antenas de rotación completa está asociada con ciertas dificultades asociadas con la gran masa de tales estructuras. Por lo tanto, se construyen sistemas fijos y semimóviles. El costo y la complejidad de tales telescopios crecen mucho más lentamente a medida que crecen en tamaño. Un cilindro parabólico recoge los rayos no en un punto, sino en una línea recta paralela a su generatriz (línea focal). Por eso, los telescopios de este tipo tienen un patrón de radiación asimétrico y una resolución diferente a lo largo de diferentes ejes. Otra desventaja de tales telescopios es que, debido a la movilidad limitada, solo una parte del cielo está disponible para su observación. Representantes: Radiotelescopio de la Universidad de Illinois, Ooty Indian Telescope.

El curso de los rayos en el telescopio Nanse

Antenas con reflectores planos

Para trabajar en un cilindro parabólico, se requiere colocar varios detectores en la línea focal, cuya señal se agrega teniendo en cuenta las fases. En ondas cortas, esto no es fácil de hacer debido a las grandes pérdidas en las líneas de comunicación. Las antenas con un reflector plano le permiten funcionar con un solo receptor. Estas antenas constan de dos partes: una móvil espejo plano y un paraboloide fijo. El espejo móvil "apunta" al objeto y refleja los rayos sobre el paraboloide. El paraboloide concentra los rayos en el punto focal donde se encuentra el receptor. Solo una parte del cielo está disponible para observaciones con un telescopio de este tipo. Representantes: Radiotelescopio Kraus, Gran radiotelescopio en Nanse.

cuencos de barro

El deseo de reducir el costo de construcción llevó a los astrónomos a la idea de utilizar alivio natural como un espejo de telescopio. El representante de este tipo fue el radiotelescopio de Arecibo de 300 metros. Se encuentra en un sumidero, cuyo fondo está pavimentado con láminas de aluminio en forma de esferoide. el receptor en soportes especiales está suspendido sobre el espejo. La desventaja de esta herramienta es que tiene disponible el área del cielo dentro de los 20° desde el cenit.

Conjuntos de antenas (antenas de modo común)

Tal telescopio consta de muchas fuentes elementales (dipolos o espirales) ubicadas a una distancia menor que la longitud de onda. Al controlar con precisión la fase de cada elemento, es posible lograr una alta resolución y un área efectiva. La desventaja de tales antenas es que se fabrican para una longitud de onda estrictamente definida. Representantes: radiotelescopio BSA en Pushchino.

Antenas de apertura ciega

Las más importantes a los efectos de la astronomía son dos características de los radiotelescopios: resolución y sensibilidad. En este caso, la sensibilidad es proporcional al área de la antena, y la resolución es talla máxima. Así, las antenas circulares más comunes dan la peor resolución para la misma área efectiva. Por lo tanto, los telescopios con pequeñas

Telescopio DKR-1000, con apertura vacía

área, pero de alta resolución. Estas antenas se llaman antenas de apertura vacía, ya que tienen "agujeros" en la apertura que superan la longitud de onda. Para obtener una imagen de dichas antenas, las observaciones deben realizarse en el modo de síntesis de apertura. Para la síntesis de apertura, son suficientes dos antenas que funcionan sincrónicamente, ubicadas a una cierta distancia, lo que se denomina base. Para restaurar la imagen de origen, es necesario medir la señal en todas las bases posibles con algún paso hasta el máximo.

Si solo hay dos antenas, entonces tendrá que observar, luego cambiar la base, observar en el siguiente punto, cambiar la base nuevamente, etc. Esta síntesis se llama coherente. El radiointerferómetro clásico funciona según este principio. La desventaja de la síntesis secuencial es que requiere mucho tiempo y no puede revelar la variabilidad de las fuentes de radio en tiempos cortos. Por lo tanto, se usa más comúnmente síntesis paralela. Se trata de muchas antenas (receptores) a la vez, que simultáneamente realizan mediciones para todas las bases necesarias. Representantes: "Cruz del Norte" en Italia, radiotelescopio DKR-1000 en Pushchino.

Las matrices grandes como VLA a menudo se denominan síntesis secuencial. Sin embargo, debido a la gran cantidad de antenas, casi todas las bases ya están presentes y, por lo general, no se requieren permutaciones adicionales.

Lista de radiotelescopios.

Bibliografía

1. Física espacial: pequeña. ents., 1986, p. 533

2. Kaplan S. A. Cómo se originó la radioastronomía // Radioastronomía elemental. - M.: Nauka, 1966. - S. 12. - 276 p.

3. 1 2 Kraus D. D. 1.2. Breve historia de los primeros años de la radioastronomía // Radioastronomía / Ed. V. V. Zheleznyakova. - M.: radio soviética, 1973. - S. 14-21. - 456 pág.

4. Gran enciclopedia soviética. - LA URSS: Enciclopedia soviética, 1978.

5. Radiación electromagnética. Wikipedia.

6. Radiotelescopio // Física espacial: pequeña enciclopedia / Ed. R. A. Sunyaeva. - 2ª ed. - M.: Sov. Enciclopedia, 1986. - S. 560. - 783 p. - ISBN 524(03)

7. P.I.Bakulin, E.V.Kononovich, V.I.Moroz Curso de astronomía general. - M.: Nauka, 1970.

8. 1 2 3 4 Juan D. Kraus. Astronomía radial. - M.: radio soviética, 1973.

9. Jansky K.G. Estudios Direccionales de la Atmósfera a Altas Frecuencias. - Proc. IRE, 1932. - T. 20. - S. 1920-1932.

10. Jansky K.G. Perturbaciones eléctricas aparentemente de origen extraterrestre.. - Proc. IRE, 1933. - T. 21. - S. 1387-1398.

11. Jansky K.G. Una nota sobre la fuente de interferencia interestelar.. - Proc. IRE, 1935. - T. 23. - S. 1158-1163.

12. Reber G. estática cósmica. - Astrofias. J., junio de 1940. - T. 91. - S. 621-624.

13. Reber G. estática cósmica. - Proc. IRE, febrero de 1940. - V. 28. - S. 68-70.

14. 1 2 Reber G. estática cósmica. - Astrofias. J., noviembre de 1944. - T. 100. - S. 279-287.

15. Reber G. estática cósmica. - Proc. IRE, agosto de 1942. - T. 30. - S. 367-378.

16. 1 2 N.A.Esepkina, D.V.Korolkov, Yu.N.Pariyskiy. Radiotelescopios y radiómetros. - M.: Nauka, 1973.

17. Radiotelescopio de la Universidad de Illinois.

18. 1 2 L. M. Gindilis "SETI: La búsqueda de inteligencia extraterrestre"

El propósito principal de los telescopios es recolectar la mayor cantidad posible de radiación de un cuerpo celeste. Esto le permite ver objetos oscuros. En segundo lugar, los telescopios se utilizan para ver objetos en un ángulo grande o, como se suele decir, para aumentar. La resolución de pequeños detalles es el tercer propósito de los telescopios. La cantidad de luz que recogen y la resolución de detalle disponible depende en gran medida del área de la parte principal del telescopio: su lente. Las lentes son réflex y lente.

telescopios de lentes

Las lentes, de una forma u otra, siempre se usan en un telescopio. Pero en los telescopios refractores, la lente es la parte principal del telescopio: su lente. Recuerda que refracción es refracción. Una lente lente refracta los rayos de luz y los recoge en un punto llamado foco de la lente. En este punto se construye una imagen del objeto de estudio. Para verlo, use la segunda lente: el ocular. Se coloca de forma que coincidan los focos del ocular y del objetivo. Dado que las personas tienen una visión diferente, el ocular se hace móvil para que sea posible lograr una imagen clara. A esto lo llamamos afilado. Todos los telescopios tienen características desagradables: aberraciones. Las aberraciones son distorsiones que resultan cuando la luz pasa a través del sistema óptico de un telescopio. Las principales aberraciones están asociadas a la imperfección del cristalino. Los telescopios de lentes (y los telescopios en general) sufren varias aberraciones. Nombraremos sólo dos de ellos. La primera se debe al hecho de que los rayos de diferentes longitudes de onda se refractan de forma ligeramente diferente. Debido a esto, existe un foco para los rayos azules y otro para los rayos rojos, ubicados más lejos de la lente. Los rayos de otras longitudes de onda se recogen cada uno en su lugar entre estos dos focos. Como resultado, vemos imágenes de objetos con los colores del arcoíris. Esta aberración se llama cromática. La segunda aberración fuerte es la aberración esférica. Está relacionado con el hecho de que la lente, cuya superficie es parte de la esfera, de hecho, no recoge todos los rayos en un punto. Los rayos que llegan a diferentes distancias desde el centro de la lente se recogen en diferentes puntos, por lo que la imagen es borrosa. Esta aberración no existiría si la lente tuviera una superficie paraboloide, pero tal detalle es difícil de fabricar. Para reducir las aberraciones, se fabrican sistemas complejos, en absoluto de dos lentes. Se introducen piezas adicionales para corregir las aberraciones de la lente. Durante mucho tiempo mantuvo el campeonato entre los telescopios de lentes: el telescopio del Observatorio Yerkes con una lente de 102 centímetros de diámetro.

telescopios de espejo

En los telescopios de espejo simple, los telescopios reflectores, la lente es un espejo esférico que recoge los rayos de luz y los refleja con la ayuda de un espejo adicional hacia el ocular, la lente en cuyo foco se construye la imagen. Un reflejo es un reflejo. Los telescopios SLR no sufren aberración cromática, ya que la luz de la lente no se refracta. Pero los reflectores tienen una aberración esférica más pronunciada que, dicho sea de paso, limita en gran medida el campo de visión del telescopio. Los telescopios de espejo también utilizan estructuras complejas, superficies de espejos que no sean esféricos, etc.

Los telescopios de espejo son más fáciles y baratos de fabricar. Es por eso que su producción se ha desarrollado rápidamente en las últimas décadas, mientras que hace mucho tiempo que no se fabrican nuevos telescopios de lentes grandes. El telescopio réflex más grande tiene una lente multiespejo compleja equivalente a un espejo completo de 11 metros de diámetro. La lente réflex monolítica más grande tiene un tamaño de poco más de 8 metros. El telescopio óptico más grande de Rusia es el telescopio de espejo de 6 metros BTA (Large Azimuthal Telescope). El telescopio fue durante mucho tiempo el más grande del mundo.

Características de los telescopios.

Ampliación del telescopio. El aumento de un telescopio es igual a la relación entre las distancias focales del objetivo y el ocular. Si, por ejemplo, la distancia focal de la lente es de dos metros y el ocular es de 5 cm, entonces el aumento de dicho telescopio será de 40 veces. Si cambia el ocular, puede cambiar el aumento. Esto es lo que hacen los astrónomos, después de todo, ¿no es posible cambiar, de hecho, una lente enorme?

Pupila de salida. La imagen que el ocular genera para el ojo puede, en general, ser más grande que la pupila del ojo o más pequeña. Si la imagen es más grande, parte de la luz no entrará en el ojo, por lo que el telescopio no se utilizará al 100%. Esta imagen se denomina pupila de salida y se calcula mediante la fórmula: p=D:W, donde p es la pupila de salida, D es el diámetro del objetivo y W es el aumento del telescopio con este ocular. Suponiendo un tamaño de pupila de 5 mm, es fácil calcular el aumento mínimo que es razonable usar con un objetivo de telescopio determinado. Obtenemos este límite para una lente de 15 cm: 30 veces.

Resolución de telescopios

En vista del hecho de que la luz es una onda, y las ondas se caracterizan no solo por la refracción, sino también por la difracción, ni siquiera el telescopio más perfecto da una imagen de una estrella puntual en forma de punta. La imagen ideal de una estrella parece un disco con varios anillos concéntricos (con un centro común), que se denominan anillos de difracción. El tamaño del disco de difracción limita la resolución del telescopio. Todo lo que cubre este disco consigo mismo no se puede ver en este telescopio. El tamaño angular del disco de difracción en segundos de arco para un telescopio determinado se determina a partir de una relación simple: r=14/D, donde el diámetro D del objetivo se mide en centímetros. El telescopio de quince centímetros mencionado anteriormente tiene una resolución máxima de poco menos de un segundo. De la fórmula se deduce que la resolución de un telescopio depende enteramente del diámetro de su lente. Aquí hay otra razón para construir los telescopios más grandiosos posibles.

Agujero relativo. La relación entre el diámetro de la lente y su distancia focal se llama relación de apertura. Este parámetro determina la luminosidad del telescopio, es decir, en términos generales, su capacidad para mostrar objetos tan brillantes. Las lentes con una apertura relativa de 1:2 - 1:6 se denominan lentes rápidas. Se utilizan para fotografiar objetos que tienen un brillo débil, como las nebulosas.

Telescopio sin ojo.

Una de las partes menos fiables de un telescopio siempre ha sido el ojo del observador. Cada persona tiene su propio ojo, con sus propias características. Un ojo ve más, el otro menos. Cada ojo ve los colores de manera diferente. El ojo humano y su memoria no son capaces de conservar la imagen completa que ofrece un telescopio para la contemplación. Por lo tanto, tan pronto como fue posible, los astrónomos comenzaron a reemplazar el ojo con instrumentos. Si conecta una cámara en lugar de un ocular, la imagen obtenida por la lente se puede capturar en una placa o película fotográfica. La placa fotográfica es capaz de acumular radiación luminosa, y esta es su innegable e importante ventaja sobre el ojo humano. Las fotografías de larga exposición pueden mostrar incomparablemente más de lo que una persona puede ver a través del mismo telescopio. Y, por supuesto, la foto permanecerá como un documento, al que se puede hacer referencia repetidamente más adelante. Aún más medios modernos son cámaras CCD con acoplamiento de carga polar. Estos son microcircuitos sensibles a la luz que reemplazan una placa fotográfica y transmiten la información acumulada a una computadora, después de lo cual pueden hacer nueva imagen. Los espectros de estrellas y otros objetos se estudian utilizando espectrógrafos y espectrómetros conectados al telescopio. Ni un solo ojo es capaz de distinguir los colores y medir las distancias entre líneas en el espectro con tanta claridad, como lo hacen fácilmente estos dispositivos, que además guardan la imagen del espectro y sus características para estudios posteriores. Finalmente, nadie puede mirar a través de dos telescopios con un ojo al mismo tiempo. Los sistemas modernos de dos o más telescopios, unidos por una computadora y espaciados, a veces a distancias de decenas de metros, hacen posible alcanzar resoluciones asombrosamente altas. Estos sistemas se denominan interferómetros. Un ejemplo de un sistema de 4 telescopios - VLT. No es coincidencia que hayamos combinado cuatro tipos de telescopios en una subsección. La atmósfera de la Tierra es reacia a dejar pasar las longitudes de onda correspondientes de las ondas electromagnéticas, por lo que los telescopios para estudiar el cielo en estos rangos tienden a llevarse al espacio. Es con el desarrollo de la astronáutica que el desarrollo de las ramas ultravioleta, rayos X, gamma e infrarrojo de la astronomía está directamente relacionado.

radiotelescopios.

El objetivo de un radiotelescopio suele ser un cuenco de metal con forma de paraboloide. La señal que recoge es recibida por una antena situada en el foco de la lente. La antena está conectada a una computadora, que suele procesar toda la información, construyendo imágenes en colores condicionales. Un radiotelescopio, como un receptor de radio, solo puede recibir una cierta longitud de onda a la vez. En el libro de B. A. Vorontsov-Velyaminov "Ensayos sobre el Universo" hay una ilustración muy interesante que está directamente relacionada con el tema de nuestra conversación. En un observatorio, se invitó a los invitados a acercarse a la mesa y tomar una hoja de papel. Una persona tomó un papel y leyó algo así en el reverso: “Al tomar este papel, ha gastado más energía que la que han recibido todos los radiotelescopios del mundo durante toda la existencia de la radioastronomía”. Si ha leído esta sección (y debería hacerlo), debe recordar que las ondas de radio tienen las longitudes de onda más largas de todos los tipos de radiación electromagnética. Esto significa que los fotones correspondientes a las ondas de radio transportan muy poca energía. Para recopilar una cantidad aceptable de información sobre las luminarias en los haces de radio, los astrónomos construyen enormes telescopios. Cientos de metros: este es el hito no tan sorprendente que se ha alcanzado para los diámetros de lentes ciencia moderna. Afortunadamente, todo en el mundo está interconectado. La construcción de radiotelescopios gigantes no va acompañada de las mismas dificultades en el procesamiento de la superficie de la lente, que son inevitables en la construcción de telescopios ópticos. Los errores de superficie permisibles son proporcionales a la longitud de onda, por lo tanto, a veces, los tazones de metal de los radiotelescopios no son una superficie lisa, sino simplemente una rejilla, y esto no afecta la calidad de la recepción de ninguna manera. La longitud de onda larga también permite la construcción de grandiosos sistemas de interferómetro. A veces, telescopios de diferentes continentes participan en tales proyectos. Los proyectos incluyen interferómetros a escala espacial. Si se hacen realidad, la radioastronomía alcanzará límites sin precedentes en la resolución de los objetos celestes. Además de recoger la energía emitida por los cuerpos celestes, los radiotelescopios pueden “iluminar” la superficie de los cuerpos del sistema solar con haces de radio. Una señal enviada desde, digamos, la Tierra a la Luna rebotará en la superficie de nuestro satélite y será recibida por el mismo telescopio que envió la señal. Este método de investigación se llama radar. Con la ayuda del radar, puedes aprender mucho. Por primera vez, los astrónomos aprendieron que Mercurio gira alrededor de su eje de esta manera. Distancia a los objetos, velocidad de su movimiento y rotación, su relieve, algunos datos sobre composición química superficies: esta es la información importante que se puede aclarar mediante métodos de radar. El ejemplo más grandioso de tales estudios es el mapeo completo de la superficie de Venus, realizado por AMS "Magellan" a finales de los años 80 y 90. Como sabrás, este planeta esconde su superficie al ojo humano detrás atmósfera densa. Las ondas de radio, por otro lado, atraviesan las nubes sin obstáculos. Ahora conocemos mejor el relieve de Venus que el relieve de la Tierra (!), porque en la Tierra la cubierta de los océanos nos impide estudiar la mayor parte de la superficie sólida de nuestro planeta. Por desgracia, la velocidad de propagación de las ondas de radio es grande, pero no ilimitada. Además, con la lejanía del radiotelescopio del objeto, aumenta la dispersión de la señal enviada y reflejada. A una distancia de Júpiter-Tierra, la señal ya es difícil de recibir. Radar: según los estándares astronómicos, un arma cuerpo a cuerpo.

Un radiotelescopio es un tipo de telescopio que se utiliza para estudiar la radiación electromagnética de los objetos. Permite estudiar la radiación electromagnética de objetos astronómicos en el rango de frecuencia portadora de decenas de MHz a decenas de GHz. Con la ayuda de un radiotelescopio, los científicos pueden recibir la emisión de radio propia del objeto y, en base a los datos obtenidos, estudiar sus características, como las coordenadas de las fuentes, la estructura espacial, la intensidad de la radiación, así como el espectro y la polarización.

Por primera vez, la radiación espacial de radio fue descubierta en 1931 por Karl Jansky, un ingeniero de radio estadounidense. Mientras estudiaba la interferencia de radio atmosférica, Jansky descubrió un ruido de radio constante. En ese momento, el científico no pudo explicar exactamente su origen e identificó su fuente con la Vía Láctea, es decir, con su parte central, donde se encuentra el centro de la galaxia. Solo a principios de la década de 1940, el trabajo de Jansky continuó y contribuyó a mayor desarrollo astronomía radial.

El radiotelescopio consta de un sistema de antena, un radiómetro y un equipo de registro. Un radiómetro es un dispositivo receptor que mide la potencia de la radiación de baja intensidad en el rango de ondas de radio (longitudes de onda de 0,1 mm a 1000 m). En otras palabras, el radiotelescopio ocupa la posición de frecuencia más baja en comparación con otros instrumentos que estudian la radiación electromagnética (por ejemplo, un telescopio de infrarrojos, un telescopio de rayos X, etc.).

La antena es un dispositivo para recoger la emisión de radio de los objetos celestes. Las características de Sonny de cualquier antena son: sensibilidad (es decir, la señal mínima posible de detectar), así como resolución angular (es decir, la capacidad de separar la radiación de varias fuentes de radio que están ubicadas cerca unas de otras).

Es muy importante que el radiotelescopio tenga una alta sensibilidad y buena resolución, ya que esto es lo que permite observar detalles espaciales más pequeños de los objetos en estudio. La densidad de flujo mínima DP, que se registra, está determinada por la relación:
DP=P/(S\sqrt(Dft))
donde P es la potencia de ruido intrínseco del radiotelescopio, S es el área efectiva de la antena, Df es la banda de frecuencias que se recibe, t es el tiempo de acumulación de la señal.

Las antenas utilizadas en los radiotelescopios se pueden dividir en varios tipos principales (la clasificación se realiza según el rango de longitud de onda y el propósito):
Antenas de apertura total: antenas parabólicas (utilizadas para la observación en ondas cortas; montadas en dispositivos giratorios), un radiotelescopio con espejos esféricos (rango de onda de hasta 3 cm, antena fija; el movimiento en el espacio del haz de la antena se realiza por irradiación partes diferentes espejos), radiotelescopio Kraus (longitud de onda 10 cm; espejo esférico estacionario ubicado verticalmente, al que se dirige la radiación de la fuente mediante un espejo plano instalado en un cierto ángulo), antenas de periscopio (pequeñas verticalmente y grandes horizontalmente);
Antenas de apertura ciega(dos tipos dependiendo del método de reproducción de la imagen: síntesis secuencial, síntesis de apertura - ver más abajo). El instrumento más simple de este tipo es un interferómetro de radio simple (un sistema interconectado de dos radiotelescopios para la observación simultánea de una fuente de radio: tiene una resolución más alta, ejemplo: Interferómetro de Síntesis de Apertura en Cambridge, Inglaterra, longitud de onda 21 cm). Otros tipos de antenas: cruzada (Mills cross con síntesis en serie en Molongo, Australia, longitud de onda 73,5 cm), anillo (instrumento de tipo de síntesis secuencial en Kalgoor, Australia, longitud de onda 375 cm), interferómetro compuesto (interferómetro con síntesis de apertura en Flers, Australia, longitud de onda 21).

Las más precisas en funcionamiento son las antenas parabólicas de rotación completa. En el caso de su uso, la sensibilidad del telescopio mejora debido al hecho de que dicha antena puede dirigirse a cualquier punto del cielo, acumulando una señal de una fuente de radio. Tal telescopio destaca las señales de fuentes cósmicas en el contexto de varios ruidos. El espejo refleja las ondas de radio, que son enfocadas y capturadas por el irradiador. El irradiador es un dipolo de media onda que recibe radiación de una determinada longitud de onda. El principal problema con el uso de radiotelescopios con espejos parabólicos es que el espejo se deforma bajo la acción de la gravedad durante la rotación. Es por esto que en el caso de un aumento de diámetro por encima de unos 150 m, aumentan las desviaciones en las medidas. Sin embargo, existen radiotelescopios muy grandes que han estado funcionando con éxito durante muchos años.

A veces, para observaciones más exitosas, se utilizan varios radiotelescopios, instalados a cierta distancia entre sí. Tal sistema se llama interferómetro de radio (ver arriba). El principio de su funcionamiento es medir y registrar vibraciones. campo electromagnetico, que son generados por rayos individuales en la superficie de un espejo u otro punto por donde pasa el mismo rayo. Después de eso, los registros se agregan teniendo en cuenta el cambio de fase.

Si el conjunto de antenas no se hace continuo, sino separado a una distancia suficientemente grande, se obtendrá un espejo de gran diámetro. Tal sistema funciona según el principio de "síntesis de apertura". En este caso, la resolución está determinada por la distancia entre las antenas, no por su diámetro. Por lo tanto, este sistema permite no construir antenas enormes, sino arreglárselas con al menos tres, ubicadas en ciertos intervalos. Uno de los sistemas más famosos de este tipo es VLA (Very Large Array). Esta matriz se encuentra en el estado estadounidense de Nuevo México. La "Cuadrícula muy grande" se creó en 1981. El sistema consta de 27 antenas parabólicas giratorias completas, que están ubicadas a lo largo de dos líneas que forman la letra "V". El diámetro de cada antena alcanza los 25 metros. Cada antena puede tomar una de las 72 posiciones, moviéndose a lo largo de las vías del tren. El VLA es tan sensible como una antena con un diámetro de 136 kilómetros y supera a los mejores sistemas ópticos en términos de resolución angular. No es coincidencia que el VLA se haya utilizado en la búsqueda de agua en Mercurio, radio coronas alrededor de estrellas y otros fenómenos.

Por su diseño, los radiotelescopios suelen estar abiertos. Aunque en algunos casos, para proteger el espejo de eventos meteorológicos(cambios de temperatura y cargas de viento), el telescopio se coloca dentro de una cúpula: sólida (Highstack Observatory, radiotelescopio de 37 m) o con una ventana corredera (radiotelescopio de 11 m en Kitt Peak, EE. UU.).

En la actualidad, las perspectivas de uso de los radiotelescopios radican en que permiten establecer comunicación entre antenas ubicadas en diferentes países e incluso en diferentes continentes. Dichos sistemas se denominan interferómetros de radio de línea de base muy larga (VLBI). En 2004 se utilizó una red de 18 telescopios para monitorear el aterrizaje de Huygens en la luna Titán de Saturno. El diseño del sistema ALMA, compuesto por 64 antenas, está en marcha. La perspectiva para el futuro es el lanzamiento de antenas de interferómetro al espacio.

La foto muestra el Observatorio de Radioastronomía de Murchison, que se encuentra en Australia Occidental. Incluye 36 complejos con tales antenas de espejo que operan en la banda de 1,4 GHz. El diámetro del espejo principal de cada antena es de 12 metros. Juntas, estas antenas son parte de un gran radiotelescopio Pathfinder. Es el radiotelescopio más grande que existe en la actualidad.

Se utilizan docenas de antenas de espejo para la investigación y observación de la galaxia. Pueden ver mucho más allá del telescopio óptico más grande del mundo, el Hubble. Juntas, estas antenas funcionan como un gran interferómetro y forman un conjunto capaz de recopilar ondas electromagnéticas desde el borde mismo del universo.

Cientos de miles de antenas de todo el mundo se combinan en un radiotelescopio Square Kilometre Array

Se han desplegado radiotelescopios similares por todo el mundo, y muchos de ellos están planificados para combinarse en un solo sistema de matriz de kilómetros cuadrados (SKA) para 2030, con un área de recepción total de más de un kilómetro cuadrado, como probablemente haya adivinado por el nombre. Incluirá más de dos mil sistemas de antenas ubicados en África y medio millón de complejos de Australia Occidental. 10 países participan en el proyecto SKA: Australia, Canadá, China, India, Italia, Países Bajos, Nueva Zelanda, Sudáfrica, Suecia y Reino Unido:

Nadie ha construido nunca nada parecido. El sistema de radiotelescopio SKA resolverá los misterios más apremiantes del universo. Podrá medir una gran cantidad de púlsares, fragmentos estelares y otros cuerpos cósmicos que emiten ondas electromagnéticas a lo largo de su polos magnéticos. Al observar tales objetos cerca de los agujeros negros, se pueden descubrir nuevas leyes físicas y, quizás, se desarrolle una teoría unificada. mecánica cuántica y gravedad

La construcción de un sistema SKA unificado está comenzando por etapas con componentes más pequeños y el Pathfinder en Australia será una de esas partes. Además, el sistema SKA1 está actualmente en construcción, que será solo una pequeña parte del futuro Square Kilometre Array, pero cuando esté terminado se convertirá en el radiotelescopio más grande del mundo.

SKA1 incluirá dos partes en diferentes continentes en África y Australia

SKA1 constará de dos partes: SKA1-mid en el sur de África y SKA1-low en Australia. SKA1-mid se muestra en la siguiente figura e incluirá 197 antenas reflectoras con un diámetro de 13,5 a 15 metros cada una:

Y el sistema SKA1-low estará diseñado para recolectar ondas de radio de baja frecuencia que aparecieron en el espacio hace miles de millones de años, cuando los objetos como las estrellas apenas comenzaban a existir. El radiotelescopio SKA1-low no utilizará antenas reflectoras para recibir estas ondas de radio. En su lugar, se instalarán muchas antenas de torniquete más pequeñas, diseñadas para recoger señales en una amplia gama de frecuencias, incluidas las bandas de televisión y FM, que coinciden con la frecuencia de las fuentes más antiguas del universo. Las antenas SKA1-low operan en el rango de 50 a 350 MHz, su apariencia en la foto de abajo:

Para 2024, los líderes del proyecto SKA planean instalar más de 131,000 de estas antenas, agrupadas en grupos y dispersas por el desierto a lo largo de decenas de kilómetros. Un grupo incluirá 256 antenas de este tipo, cuyas señales se combinarán y transmitirán a través de una línea de comunicación de fibra óptica. Las antenas de baja frecuencia trabajarán juntas para captar la radiación que se originó en el universo hace miles de millones de años. Y así ayudar a comprender procesos físicos teniendo lugar en un pasado lejano.

El principio de funcionamiento de los radiotelescopios.

Las antenas, combinadas en una matriz común, funcionan según el mismo principio que un telescopio óptico, solo que el radiotelescopio no enfoca la radiación óptica, sino las ondas de radio recibidas. Las leyes de la física dictan requisitos tales que cuanto mayor sea la longitud de onda recibida, mayor debe ser el diámetro de la antena reflectora. Así es, por ejemplo, un radiotelescopio sin diversidad espacial de sistemas de antena receptora: el radiotelescopio esférico FAST de quinientos metros en funcionamiento en la provincia suroeste de Guizhou en China. Este radiotelescopio también formará parte del proyecto Square Kilometer Array (SKA) en el futuro:

Pero no funcionará aumentar el diámetro del espejo hasta el infinito, y la implementación del interferómetro como en la foto de arriba no siempre es posible en todas partes, por lo que debe usar un gran número de antenas más pequeñas separadas geográficamente. Un ejemplo de tales antenas para radioastronomía es Murchison Widefield Array (MWA). Las antenas MWA operan en el rango de 80 a 300 MHz:

Las antenas MWA también forman parte del sistema SKA1-low en Australia. También pueden observar el período oscuro del universo primitivo, llamado época de reionización. Esta época existió hace 13 mil millones de años (alrededor de mil millones de años después del Big Bang), cuando solo las estrellas nacientes y otros objetos comenzaron a calentar el universo lleno de átomos de hidrógeno. Sorprendentemente, las ondas de radio emitidas por estos átomos de hidrógeno neutro aún pueden detectarse. Las ondas se emitieron con una longitud de onda de 21 cm, pero cuando llegaron a la Tierra, habían pasado miles de millones de años de expansión cósmica, alargándolas varios metros más.

Las antenas MWA se utilizarán para detectar ecos del pasado lejano. Los astrónomos esperan que el estudio de esta radiación electromagnética proporcione una comprensión más profunda de cómo se formó el universo primitivo y cómo se formaron y cambiaron estructuras como las galaxias durante esta era. Los astrónomos señalan que esta es una de las principales fases durante la evolución del Universo, que nos es completamente desconocida.

La siguiente imagen muestra una sección con antenas MWA. Cada sección contiene 16 antenas, que se combinan en una sola red utilizando fibra óptica:

Las antenas MWA reciben ondas de radio en partes desde diferentes direcciones al mismo tiempo. Las señales entrantes se amplifican en el centro de cada antena mediante un par de amplificadores de bajo ruido y luego se enrutan a un formador de haz cercano. Allí, las guías de ondas de diferentes longitudes dan a las señales de antena un cierto retraso. Al elegir correctamente este retraso, los formadores de haz "inclinan" el patrón de radiación de la matriz para que las ondas de radio que llegan desde un área determinada del cielo lleguen a la antena al mismo tiempo, como si fueran recibidas por una antena grande.

Las antenas MWA se dividen en grupos. Las señales de cada grupo se envían a un receptor, que distribuye las señales a diferentes canales de frecuencia y luego las envía al edificio central del observatorio a través de fibra óptica. Allí, utilizando paquetes de software especializados y unidades de procesamiento de gráficos, los datos se correlacionan multiplicando las señales de cada receptor e integrándolas a lo largo del tiempo. Este enfoque le permite crear una sola señal fuerte, como si fuera recibida por un gran radiotelescopio.

Al igual que un telescopio óptico, el rango de visibilidad de dicho radiotelescopio virtual es proporcional a su tamaño físico. En particular, para un telescopio virtual que consiste en un conjunto de reflectores o antenas fijas, la resolución máxima del telescopio está determinada por su distancia entre varias partes receptoras. Cuanto mayor sea esta distancia, más precisa será la resolución.

Hoy en día, los astrónomos utilizan esta propiedad para construir telescopios virtuales que abarcan continentes enteros, lo que les permite aumentar la resolución del telescopio lo suficientemente bien como para ver los agujeros negros en el centro. vía Láctea. Pero el tamaño de un radiotelescopio no es el único requisito para obtener información detallada sobre un objeto distante. La calidad de la resolución también depende de total antenas receptoras, el rango de frecuencia y la ubicación de las antenas entre sí.

Los datos obtenidos con MWA se envían a cientos de kilómetros de distancia al centro de datos más cercano con una supercomputadora. MWA puede enviar más de 25 terabytes de datos por día y, en los próximos años, con el lanzamiento de SKA1-low, esta velocidad será aún mayor. Y 131.000 antenas en el radiotelescopio SKA1-low, trabajando en un arreglo común, recolectarán más de un terabyte de datos cada día.

Y así se soluciona el problema de la alimentación de los radiotelescopios. En el Observatorio de Radioastronomía de Murchison, los complejos de antenas funcionan con paneles solares con una capacidad de 1,6 megavatios:

Hasta hace poco, las antenas del observatorio funcionaban con generadores diésel, pero ahora, además de los paneles solares, también tiene una gran cantidad de paquetes de baterías de iones de litio que pueden almacenar 2,6 megavatios-hora. Algunas partes del conjunto de antenas pronto recibirán sus propios paneles solares.

En proyectos tan ambiciosos, la cuestión de la financiación siempre es bastante aguda. De momento, el presupuesto para la construcción de SKA1 en Sudáfrica y Australia ronda los 675 millones de euros. Esta es la cantidad fijada por los 10 países miembros del proyecto: Australia, Canadá, China, India, Italia, Países Bajos, Nueva Zelanda, Sudáfrica, Suecia y Reino Unido. Pero esa financiación no cubre el costo total de SKA1 que esperan los astrónomos. Por lo tanto, el observatorio está tratando de involucrar a más países en una asociación que podría aumentar la financiación.

Conclusión

Los radiotelescopios le permiten observar objetos espaciales distantes: púlsares, cuásares, etc. Por ejemplo, utilizando el radiotelescopio FAST, se detectó un radiopúlsar en 2016:

Tras el descubrimiento del púlsar se pudo establecer que el púlsar es mil veces más pesado que el Sol y que en la Tierra un centímetro cúbico de esa materia pesaría varios millones de toneladas. Es difícil sobreestimar la importancia de la información que se puede obtener con la ayuda de radiotelescopios tan inusuales.