Все о космосе

Космос. Астрономия. Вселенная. Наука

Leaf
Главная
Новости
FAQ по Астрономии
Астрословарь
Древняя астрономия
Современные теории
Метагалактика
Солнечная система
Статьи о космосе
Космонавтика
Галерея астрофото
Популярно о космосе
Карта сайта
Поиск
Обратная связь
Партнеры

Астрономия


Leaf Главная arrow Блог материалов



Антенна радиотелескопа
Статьи о космосе

Космическое радиоизлучение представляет электромагнитные волны всех длин широкого диапазона с самыми различными и независимо изменяющимися фазами их колебаний и носит название радиоизлучения непрерывного сцектра. Пересекая провод антенны, эти электромагнитные волны образуют в нем переменные токи высокой частоты такого же широкого диапазона и фаз. Антенна телескопа избирает из общего непрерывного спектра радиоизлучения довольно узкую полосу волн, для которых амплитуда тока высокой частоты в антенне будет наибольшей. Другие радиоволны (длиннее или короче резонансной волны антенны) вызовут появление в ней токов высокой частоты с очень малой амплитудой, которые не смогут воздействовать на соответствующие усилители и регистрирующее устройство радиотелескопа.

Таким образом, антенна представляет собою монохроматор, который пропускает некоторую полосу спектра электромагнитных волн.

Простейший тип приемной антенны — так называемый симметричный полуволновой вибратор.

Одной из основных характеристик всякого электрического вибратора является его коэффициент направленного действия, т. е. свойство вибратора по-разному принимать энергию из пространства в зависимости от угла направления приходящей на вибратор электромагнитной волны. Коэффициент направленного действия обычно определяется диаграммой направленности вибратора, которая строится в полярных координатах. При ее построении из некоторого центра проводят линии под различными углами к оси размещения вибратор антенны. На этих линиях откладывают отрезки прямой, длина которых соответствует интенсивности излучения в данном направлении. Их называют векторами направленности.

Для случая приема электромагнитной энергии они соответствуют величине принимаемого тока в вибраторе, как функции угла а для данного направления приходящей электромагнитной волны. Если два вектора направленности вибратора имеют величину, равную половине максимума излучения, и расположены симметрично относительно него, то угол а, образованный этими векторами, часто называемый углом раскрыва, определяет ширину диаграммы направленности (условно ее называют шириной диаграммы направленности по половинной мощности).

Для получения более узкой направленности антенны часто применяют несколько или много пассивных вибраторов в различных комбинациях. Антенна с рефлектором и несколькими директорами называется антенной типа волнового канала. При правильном выборе конструкции в такой системе можно получить очень сильную концентрацию излучения в направлении директоров. Иногда для увеличения направленности применяют много пассивных вибраторов, расположенных по параболической кривой. Параболический рефлектор изготавливают обычно не из отдельных вибраторов, а из листового металла, подобно зеркалу в осветительных установках, или же из металлической сетки, натянутой на каркасе. Несмотря на то, что плоские многодипольные антенны широко применяются для различных целей, они имеют один серьезный недостаток: каждая антенна может работать лишь на одной определенной длине волны. Часто необходимо иметь узконаправленные антенны, работающие в широком . диапазоне волн. Тогда применяют обычно параболическое зеркало, представляющее собой отражающую поверхность, изготовленную или из металлических листов, или из проволочной сетки, в фокусе которой помещена антенна, называемая облучателем.

Радиотелескопы, электронные и телевизионные телескопы
Статьи о космосе

До недавнего времени все наши знания о Вселенной были основаны на анализе наблюдений и измерений видимого света, дошедшего до нас от небесных объектов. Видимый свет является весьма ограниченным участком обширного спектра электромагнитных колебаний, известных в настоящее время физикам. Изучение ультрафиолетового и инфракрасного излучений небесных объектов расширило наши познания о природе и физических условиях весьма отдаленных от нас источников. Совершенно очевидно, что, используя для наблюдений другие участки спектра электромагнитных волн, астрономы смогут получить дополнительные сведения о физических свойствах и природе небесных тел. Однако земная атмосфера не пропускает широкий диапазон, волн электромагнитного спектра. Так, проницаемость ее на поверхности Земли сильно уменьшается для волн ультрафиолетового участка спектра длиной короче 3500 А и достигает предела около 2950 А. Для волн инфракрасной области спектра атмосфера частично непроницаема: она поглощает энергию в широком диапазоне спектра.

Из него видно, что довольно большая область радиоволн, примерно от 1 до 4 мм и от 8 мм до 20 м, проникает через атмосферу Земли. Для волн, близких к 1 см, становится заметным изменение «прозрачности» атмосферы от дождя, снега итуг мана. Волны более 20 м отражаются.от ионизированных верх? них слоев и не проходят сквозь атмосферу. Таким образом, из общего известного нам спектра электромагнитных волн для астрономических исследований можно использовать сравнительно небольшой участок.

Радиоастрономические наблюдения могут производиться независимо от состояния атмосферы и условий видимости днем и ночью. Оптические же наблюдения возможны только в ясную погоду, в основном ночью.

Радиоволны слабо поглощаются межзвездным газом и межзвездной материей. Это дает нам возможность изучать более полно и подробно нашу звездную систему — Галактику, большая часть которой скрыта для визуальных наблюдений темными облаками межзвездной пыли. Путем исследования и измерения радиоизлучения от небесных объектов удалось определить такие их физические характеристики, которые недоступны оптическим наблюдениям.

С помощью радиотелескопов было обнаружено наличие отдельных космических источников радиоизлучения в Галактике. Эти источники были отождествлены с видимыми объектами и во многих случаях оказались туманностями, являющимися либо остатками сверхновых звезд, вспыхивавших когда-то в Галактике, либо внегалактическими образованиями. Число известных дискретных источников радиоизлучения велико.

Уже первые радионаблюдения на волне 21 см показали ученым наличие радиоизлучения межзвездного водорода. Им удалось определить направление движения облаков межзвездного водорода и на основании этих данных более точно рассчитать скорость вращения Галактики. Можно предполагать, что вскоре удастся обнаружить монохроматическое излучение молекул других веществ — компонентов межзвездного газа.

Наши знания о Вселенной намного расширятся, если мы сможем достаточно подробно расшифровать ту информацию, которая попадает к нам от небесных объектов в виде радиоизлучения. Для его приема необходимы специальные устройства. Вся аппаратура, с помощью которой улавливается и регистрируется внеземное радиоизлучение, носит название радиотелескопа, а сама наука об измерении космического радиоизлучения — радиоастрономии. Между оптическими телескопами и радиотелескопами имеются существенные различия. Так, вместо линз или зеркал, применяемых в оптических приборах для собирания и фокусирования света, в радиотелескопах для этой цели применяются антенны. Вместо глаза или фотопластинки, в случае визуальных и фотографических наблюдений, здесь используется радиоприемник и и пишущее устройство, которое регистрирует радиосигналы.

Несмотря на ряд преимуществ перед оптическими системами, радиотелескопы обладают ничтожной разрешающей силой. Они пока еще не могут выделять отдельные источники радиоизлучения, имеющие малые угловые размеры. Энергия, излучаемая отдельными источниками, находящимися на расстоянии нескольких минут дуги друг от друга, улавливается радиотелескопом в виде суммарного радиоизлучения.

Для повышения точности измерений и увеличения разрешающей силы радиотелескопа применяют интерференционный метод с использованием нескольких антенн, разнесенных на расстоянии 100—200 и более длин волн, на которые рассчитана аппаратура. Но в настоящее время не построено радиотелескопа, который имел бы разрешающую силу, рав* ную силе оптического телескопа, хотя проекты таких приборов начинают создаваться.

В оптическом телескопе разрешающая сила прямо пропорциональна диаметру зеркала или объектива, в радиотелескопе она прямо пропорциональна площади или диамет-руантенны. Если, например, для невооруженного человеческого глаза диаметр зрачка принять равным 3 мм> то это составит приблизительно 6000 длин световых волн* Чтобы получить в радиотелескопе такую разрешающую силу, какую имеет человеческий глаз, антенна также должна иметь диаметр, равный 6000 длинам волн. Так, для длины волны 1 м потребовалась бы антенна диаметром 6 км, А если бы, предположим, потребовалось рассчитать систему радиотелескопа с разрешающей силой, равной силе оптического телескопа с диаметром зеркала 5 м, то оказалось бы, что диаметр его антенны должен равняться диаметру земного шара.

Несмотря на малую разрешающую силу радиотелескопов, радиоастрономия и оптическая астрономия существенно дополняют друг друга. Удельный вес радиоисследований в астрономии пока сравнительно невелик, однако он быстро возрастает.

Развитие техники в радиоастрономии идет очень быстро. За сравнительно короткий промежуток времени, с момента первого обнаружения Я неким в 1932 г. внеземного радиоизлучения на волнах 14—17 ле, радиоастрономия сделала большие успехи, а сами радиотелескопы значительно усовершенствовались. Этому способствует бурное развитие техники приема и передачи метровых, сантиметровых и миллиметровых радиоволн, т. е. диапазона волн, используемых в современной радиолокационной технике.

Для уменьшения влияния внешних помех необходимо тщательно выбирать место установки радиотелескопа, особенно когда требуется высокая чувствительность. К радиоприемным устройствам телескопа предъявляются жесткие требования в отношении обеспечения минимальных внутренних радиошумов в радиосхемах.

Радиоприемные устройства, применяемые в настоящее время в радиоастрономии, позволяют измерять излучение, мощность которого составляет сотые доли процента от внутренних шумов радиотелескопа. Наименьшая энергия радиоизлучения, обнаруживаемая радиотелескопом, оказывается во много раз менынеэнергии видимого света, регистрируемого фотопластинкой при помощи мощного оптического прибора большого диаметра. Отсюда можно заключить, что в некоторых случаях радиотелескоп превосходит по проницательной способности оптический телескоп даже при использовании в последнем чувствительной фотопластинки.

Перспективы развития астрономической оптики
Статьи о космосе

Середина XX в. насыщена открытиями, которые предвещают успешное дальнейшее развитие астрономии, в частности астрономической оптики. В предыдущих разделах мы говорили, что некоторые весьма перспективные зеркально-линзовые системы в настоящее время не изготавливаются вследствие технологических сложностей обработки несферических поверхностей. Последние успехи в развитии автоматических высокоточных станков позволяют устранить это препятствие, и в скором времени можно ожидать появления значительно более мощных по всем характеристикам (диаметр, апертура, поле зрения) телескопов. Поскольку параллельно с этим будет расти чувствительность приемников, то, вероятно, удастся преодолеть одно из самых трудных препятствий на пути к познанию небесных тел — турбулентность земной атмосферы. Для многих объективов это позволит снизить продолжительность экспозиции до малых долей секунды.

Успехи в овладении космосом позволяют «обойти» атмосферные помехи путем организации астрономических станций на шарах, спутниках, специальных космических обсерваториях. Для новых объектов нужны особые телескопы, отличающиеся большой мощностью при ограниченных размерах и небольшом весе, но в настоящее время это не представляет уже  непреодолимых  трудностей.

Параллельно с увеличением светосилы астрофотогра-фических и других аналогичных приборов, применение которых связано с изготовлением сложных асферических поверхностей, растет светосила спектральных инструментов благодаря появлению принципиально новых схем исследования спектров, основанных на интерференции двух или более световых пучков. Этот новый класс приборов не требует применения узких щелей, которые ограничивают светосилу спектральных приборов. Одна из основных идей, осуществленная в этих приборах и заключающаяся в том, что вместо регистрации самого спектра регистрируется некое преобразование его, может быть перенесена в область обычных оптических систем. Таким способом, согласно идее С. И. Вавилова, можно осуществить анализ дифракционного изображения небесного тела с тем, чтобы построить правильную его картину. Другими словами, нет необходимости стремиться к тому, чтобы «изображение» объекта было подобно объекту. Важно только, чтобы можно было его математически преобразовать и получить искомую структуру объекта. При этом отпадает надобность в круглом сплошном (или почти сплошном) зрачке и появляется возможность использования далеко расставленных объективов или щелей.

Спектральные системы для астрономических целей
Статьи о космосе

Как только появились спектрографы, их стали применять для спектрального анализа небесных светил, помещая спектральный прибор таким образом, чтобы плоскость, содержащая щель прибора, совпала с фокальной плоскостью астрономического объектива. Для обеспечения минимальных потерь в результате виньетирования вблизи от этой плоскости должна находиться коллективная линза, изображающая выходной зрачок объектива на диспергирующую систему спектрального прибора.

С этой же целью нужно подобрать такой спектральный прибор, чтобы относительное отверстие его объектива-коллиматора совпадало (или было несколько больше) с относительным   отверстием   астрономического   объектива.

Вследствие турбулентности атмосферы и хроматических аберраций объектива изображение исследуемого небесного тела у щели дрожит и расплывается. Лишь небольшая часть световой энергии попадает в щель, особенно когда последняя суживается для увеличения разрешающей способности спектрографа. С помощью пучка оптических волокон надлежащей формы можно свет, падающий внутри некоторого круглого или прямоугольного контура, направить в тонкую узкую щель той же площади, не меняя при этом апертуры падающих пучков.

В более подробном описании спектральных приборов для астрономии нет необходимости, так как за исключением перечисленных выше особенностей они не отличаются от аналогичных приборов для физических лабораторий. Следует остановиться лишь на одной специфической категории спектральных приборов — так называемых бесщелевых спектрографах, отличающихся от ранее описанных приборов тем, что они дают одновременно спектры большого числа звезд. Схема бесщелевого спектрографа отличается от схемы астрономического объектива тем, что впереди объектива стоит диспергирующая призма. В фокусе объектива каждое светило образует след в виде прямой линии — спектр; различными приемами (колебательным движением пластинки, добавлением цилиндрической линзы перед фокальной плоскостью и т. д.) этому спектру можно придать привычный вид полосы.

Однако для больших объективов требуются призмы значительных размеров, изготовление которых представляет известные трудности. Чтобы избежать этих трудностей, было предложено ввести призмы в пространстве с малыми поперечными размерами светового пучка. Поскольку призма при этом должна находиться в пространстве, где лучи параллельны между собой, необходимо в сходящемся после объектива пучке ставить отрицательную линзу, образующую с объективом телескопическую систему. После призмы второй объектив собирает лучи в фокусе, где образуются спектры небесных тел. Параллельность пучков после телескопической системы должна быть строго обеспечена, т. е. система должна быть хорошо откор-ригирована от аберраций.

Следует отметить, что угол поля зрения бесщелевых спектрографов обычно очень невелик и не превышает нескольких десятков минут.

Среди оригинальных отечественных конструкций бесщелевых спектрографов можно назвать две наиболее интересные системы.

Комбинируя систему Мерсенна с зеркальным рефлектором и вставляя спектральную призму в параллельном пучке, как это предложил О. А. Мельников и осуществил Б. К. Иоаннисиани, можно получить бесщелевой спектрограф, т. е. прибор, изображающий в своей фокальной плоскости все звезды в виде спектров.

Объектив АСИ-4, о котором мы уже упоминали, может служить астрофотографическим объективом и бесщелевым спектрографом.

Этот объектив следует рассматривать как макет большого прибора, так как при диаметре 70—80 см наилучшие результаты дают зеркально-линзовые системы с компенсатором в параллельном пучке, диаметр которого совпадает с диаметром входного зрачка. Системы типа АСИ-4 могут представить интерес для астрономических наблюдений при диаметрах входного зрачка не менее 1,5—2 м, когда объективы первого типа уже не могут быть осуществлены.

Набор приставок к параболоидальному зеркалу
Статьи о космосе

Строительство больших уникальных телескопов с фундаментом, башней и сложнейшей аппаратурой связано с затратами крупных средств. Поэтому естественно требовать, чтобы эти инструменты обладали максимальной универсальностью, т. е. чтобы их можно было использовать для выполнения разнородных работ. Для этих целей нужен прежде всего широкий диапазон фокусных расстояний, углов охвата (угол поля зрения) и светосил. Универсальность телескопа должна быть достигнута без смены основной и самой ценной детали — большого параболического зеркала, путем введения в конструкцию по возможности легких и несложных приставок. Простейший эффект можно получить уже при переходе от ньютоновской схемы к кассегреновой путем добавления гиперболического зеркала, что приводит к увеличению фокусного расстояния в несколько раз. Значительно расширить масштабы используемых углов поля зрения и светосилы можно с помощью специально рассчитанных приставок, как, например, это было предложено ГОИ для зеркала диаметром 2,6 м с фокусным расстоянием 10 м.

Все приставки рассчитаны на высокое качество изображения, допускающее наличие кружка рассеяния диаметром не более 0,01 мм. Исключение составляет третья приставка, которая требует небольшой ретуши для достижения такого же качества.

Аналогичные наборы приставок могут быть рассчитаны для телескопов больших размеров. Поскольку некоторые приставки (особенно первые) содержат линзы или зеркала довольно больших диаметров, необходимо при разработке конструкции трубы и башни предусмотреть возможность установки, с необходимой высокой степенью точности, любой приставки из общего набора. Это связано с дополнительными усложнениями, затрудняющими в настоящее время применение этих систем.

<< Первая < Предыдущая 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 След. > Последняя >>

Всего 6 - 10 из 1186