Рис. 1. Схема двухантенного интерферометра

Шумовой характер принимаемых сигналов - вот основная особенность, с которой приходится иметь дело в технике антенн и приемных устройств, обслуживающих радиоастрономию. Обычно шумы космического радиоизлучения рассматриваются как стационарный случайный процесс. Интенсивность такого процесса характеризуется его средней мощностью за достаточно большой промежуток времени.

Для увеличения чувствительности радиотелескопов прием приходится вести в довольно широкой полосе частот. Это обстоятельство подчас вызывает довольно значительные изменения в диаграммах направленности антенн по сравнению с диаграммами, рассчитанными или снятыми для монохроматического сигнала. Для одиночных антенн этими изменениями обычно можно пренебречь; они сказываются в системах из двух или более разнесенных элементов и у очень больших одиночных антенн. Особенностью расчета диаграмм направленности в этом случае является необходимость оперировать не с напряжениями, снимаемыми с отдельных элементов, а со значениями средней мощности за время наблюдения, исчисляемое обычно секундами. Поэтому, говоря в дальнейшем о диаграммах направленности радиотелескопов, мы всюду будем подразумевать диаграммы по мощности, пропорциональные коэффициенту направленного действия (КНД) антенны, обозначая их через Р (6, ф).

В частном случае двух антенн с диаграммами Рф, ф) и Р{, ф) включенных синфазно (рис. 1), суммарная диаграмма будет

Р (6, ф) = Pi (0, ф) + Ра (0, Ф) + 2 /Рг(0, Ф)р2(0, Ф)Х

sin-

XCOSMqT- . <1)

Здесь - несущая частота; Ди- полоса частот, в которой происходит прием; т = cos 0 - временной сдвиг (с - скорость света,

d - расстояние между антеннами, 0 - угол, отсчитываемый от линии, соединяющей антенны).

При противофазном сложении знак плюс перед корнем меняется на минус.

Выражением (1) нам придется пользоваться в дальнейшем, а пока заметим, что при одинаковых антеннах, когда р1(0,ф) = р2(0,Ф),

и при До) О выражение (1) переходит в

Р (0, ф) = 2Pi (0, ф)(1 + cos щг) = 4Pi (0, ф) cos 2 (- cos 0 ) ,

что соответствует диаграмме по мощности двух синфазных антенн для монохроматического сигнала.

Другой особенностью источников принимаемого космического радиоизлучения является их непрерывное перемещение вместе с суточным вращением небосвода. Это позволяет радиоастрономам очень часто применять радиотелескопы меридианного типа - неподвижные антенны, главный луч которых лежит в плоскости меридиана. Такие антенны регистрируют источники радиоизлучения йри их кульминации (прохождении через меридиан).

Третьей особенностью принимаемых внеземных источников радиоизлучения часто является наличие довольно ярких источников (Солнца, Луны, ряда дискретных источников) на сравнительно спокойном окружающем их фоне. Это позволяет использовать антенны с многолепестковыми диаграммами направленности; необходимо лишь, чтобы расстояние между лепестками было больше углового размера источника. Распределение яркости в таких источниках будет регистрироваться повторно при проходе через каждый лепесток.

Как видим, особенности источников, принимаемых в радиоастрономии, ставят перед антенной техникой ряд специфических задач, присущих только радиоастрономии; в то же время эти особенности позволяют использовать для решения поставленных задач методы, отличные от применяемых обычно в технике антенн.

2. Зеркальные антенны

Наше знакомство с антеннами для радиоастрономии мы начнем с антенн зеркального типа.

Принципы устройства и работы таких антенн изложены в статье Л. Д. Бахраха, напечатанной в настоящем сборнике. Здесь мы будем говорить лишь об особенностях применения антенн зеркального типа в радиоастрономии.

Основные требования, которые радиоастрономия предъявляет к антеннам сантиметровых и дециметровых волн, это - большая эффективная площадь и низкая шумовая температура . Эти требования объясняются малой мощностью приходящего к нам космического радиоизлучения. Даже при большой антенне принятая мощность оказывается ниже мощности шумов приемника. Для выделения столь слабого сигнала применяется специальная техника, основанная на использовании возможно более широкой

1 О шумовой температуре антенны см. статью И. В. Вавиловой и К. И. Могильниковой в этом сборнике, стр. 40.

полосы частот Л/ и на накапливании сигнала в течение времени усреднения Т, обычно измеряемого секундами, но в некоторых случаях достигающего десятков минут. Чувствительность подобного приемного устройства оказывается пропорциональной У Л/Г, поэтому формула для расчета необходимой эффективной площади антенны А в радиоастрономии имеет вид

ttiT

л = 2 1,38- 10-23-/2)

Здесь S - плотность принимаемого потока радиоизлучения, измеряемая в ваттах на 1 д<* в полосе частот в 1 гц; Тт - шумовая температура антенны и приемника в градусах Кельвина; т - необходимое превышение мощности полезного сигнала над мощностью шумов приемного канала; множитель 1,38-10"* (постоянная Больцмана) переводит Гш в мощность шумов в полосе 1 гц; множитель 2 обусловлен тем, что линейно поляризованная антенна принимает только одну компоненту поляризации, тогда как космическое излучение, вообще говоря, не поляризовано.

На сантиметровых волнах радиоастрономия имеет сейчас дело с очень слабыми источниками, плотность потока которых измеряется цифрами порядка Ю-Ю-вт/ж-гц.Подставляя эти значения потока в формулу (2) и полагая m = 5, Гш = 75° К, Л / = 100 Мгц и Г = 1 сек, получим необходимые значения эффективной площади антенны 100-1000 м.

Как известно, предельные размеры антенн ограничиваются возможностью выдержать допуска на изготовление поверхности зеркала, устанавливаемые в зависимости от длины наиболее короткой принимаемой волны. В настоящее время наибольшей эффективной площадью для волны 8 мм - порядка 100 м - обладает серпухов-ский радиотелескоп РТ-22 АН СССР с параболическим зеркалом диаметром 22 м [1]. С увеличением длины волны отклонения поверхности зеркала от параболической, выраженные в долях волны, уменьшаются. Поэтому тот же радиотелескоп для волны в 3 сл имеет эффективную площадь порядка 170 м. Большинство радиотелескопов, работающих на волне 3 и более длинных, имеют эффективную площадь 200-250 м. Большой австралийский одно-зеркальный радиотелескоп диаметром 64 м, рассчитанный на самую короткую волну 10 см, обладает на этой волне эффективной площадью 1500 м [2].

На рис. 2 приведена фотография упомянутого выше серпуховского радиотелескопа.

В последнее время выявляется тенденция строить радиотелескопы двухзеркального типа, позволяющие получить лучшее использование площади зеркала и обладающие сравнительно низкой шумовой температурой - 10,-12° К.

Раньше радиотелескопы имели, подобно оптическим, экваториальную подвеску к опорам, при которой ось вращения зеркала па-

Рис. 2. Серпуховский радиотелескоп Физического института АН СССР

раллельна земной оси, а само зеркало может устанавливаться под различными углами к этой оси. Такая подвеска удобна для сопровождения источников, вращающихся вместе с небосводом. Однако, сейчас, как правило, применяется угломестно-азимутальная монтировка, так как современная техника счетных машин позволяет и прн такой монтировке обеспечить достаточно точное перемещение зеркала по заданной программе, соответствующей вращению небосвода.

Роль шумовой температуры антенны ясна из выражения (2). Здесь под Гш понимается не только шумовая температура собственно антенны, волноводно-фидерного тракта и приемника, но и принимаемая антенной температура шумов неба, создаваемая распределенным космическим радиоизлучением и тепловым излучением атмосферы. На

рис. 3 приведены две кривые зависимости шумовой температуры неба от частоты: нижняя - когда антенна направлена в зенит в район полюса Галактики, и верхняя - при горизонтальной ориентировке антенны, совпадающей с направлением на галактический центр. Как видим, минимальная шумовая температура, измеряемая единицами градусов Кельвина, наблюдается при сравнительно высоких углах наблюдения в диапазоне частот от 1000 до 10 ООО Мгц. На более высоких частотах возрастают шумы атмосферы, на более низких - шумы, создаваемые распределенным космическим излучением. Интенсивность последнего резко возрастает с длиной волны.

Если на волне 10 см его яркостная температура составляет всего несколько градусов Кельвина, то на волне 1,2 м она меняется в пределах от 40° (у галактического полюса) до 700° (у центра Галактики). Соответствующие цифры для волны 16 л составляют 75 ООО и 270 000°.

Как видим, особенно высокие требования к температуре шумов собственно антенны и приемного канала предъявляются на сантиметровых и коротких дециметровых волнах. Эти требования могут быть снижены лишь при наблюдении неоднородностей радиоизлучения на поверхности Луны или Солнца ввиду сравнительно высокой яркостной температуры фона Луны и Солнца. Так, на волне 6 см яркостная температура спокойного Солнца равна 30 000° К,

1DDD0D Г, Мгц

Рис. 3. Кривые зависимости шумовой температуры неба от частоты

температура Луны на волне 10 см - 250° К.

В тех случаях, когда среди всех источников шума решающую роль играет распределенное космическое радиоизлучение, чувствительность радиотелескопа определяется исключительно площадью антенны. Следует иметь в виду, что, увеличивая размеры антенны мы не меняем уровня принимаемого распределенного шума. В самом деле, если при этом энергия, приходящая с единичного телесного угла, возрастает, то, с другой стороны, главный луч антенны и охватываемый им телесный угол суживаются. В то же время энергия, принимаемая от точечного источника, с увеличением площади антенны возрастает. Очевидно, чем выше уровень распределенного излучения, тем большей должна быть взята площадь антенны для того, чтобы на общем фоне выделить излучение слабого источника. Поэтому площадь чувствительных радиотелескопов "метровых волн измеряется десятками тысяч квадратных метров.

Переходим к вопросу о разрешающей способности радиотелескопов. Для одиночных антенн она определяется отношением длины принимаемой волны к поперечному или продольному размерам антенны. Если через б обозначить производственный допуск на "отклонение поверхности круглого зеркала от расчетной, а через D - диаметр зеркала, то в лучших современных радиотелескопах отношение этих двух величин 6/D может быть снижено до 10 Если считать, что 6 = Я/10, то отношение "klD, определяющее ширину главного лепестка по половинной мощности, в лучшем случае будет порядка 10", что соответствует 3,5 мин. дуги. Снижая требования к точности изготовления, можно получить ширину луча порядка 2 мин, за счет худшего использования площади зеркала и повышения шумовой температуры антенны. Эта цифра сильно отстает от разрешающей способности оптических телескопов: 2"-3". Вот почему радиоастрономы стремятся получить более высокую разрешающую способность хотя бы по одной координате; с этой целью они используют радиотелескопы, вытянутые в горизонтальном йаправлении и конструктивно связанные с поверхностью земли. В этом случае отношение 6/D удается понизить почти до 10

Рис. 4. Большой пулковский радиотелескоп Главной астрономической обсерватории

Первой антенной, построенной на этом принципе, является Большой пулковский радиотелескоп (БПР) Главной астрономической обсерватории [3 , сооруженный по проекту С. Э. Хайкина и Н. Л. Кайдановского (рис. 4). Он состоит из 90 одинаковых по конструкции плоских отражающих щитов размером 3 X 1,5 ж. Каждый щит установлен на специальном механизме, обеспечивающем возможность его поступательного (радиального) перемещения и поворотов вокруг двух осей. Механизмы закреплены на железобетонной эстакаде, расположенной по дуге окружности радиусом 100 м. Но передвигающиеся щиты устанавливаются, вообще говоря, не по окружности, а по дуге эллипса так, чтобы образуемая ими поверхность представляла собой ленту, вырезанную из параболоида вращения. Форма ленты меняется в зависимости от угла над горизонтом, который образует наблюдаемый источник, проходя через меридиан. При установке радиотелескопа на определенный угол места приходится перемещать и облучатель, устанавливая его в фокусе параболоида, для чего вдоль меридиана проложена бетонная дорожка длиною 50 м. На этом радиотелескопе на волне 3 см удалось реализовать диаграмму шириной 1,2 по азимуту при 50 по углу места (при углах к горизонту порядка 10°). Такая ножевид-ная узкая диаграмма позволила получить ряд замечательных результатов, касающихся строения Галактики,

Недостатком привязанных к земле радиотелескопов является невозможность сравнительно просто обеспечить длительное сопровождение источника. В то же время чем уже луч неподвижной антенны, тем быстрее проходят через него источники, сокращая время усреднения Т. Происходящее вследствие этого уменьшение чувствительности приема приходится компенсировать увеличением площа-