Аудио и радио телескопия

Радио телескопия

Глава I. Предмет и основные понятия радиоастрономии

Радиоастрономия представляет собой раздел астрономической науки, изучающий физические свойства и пространственно-временную структуру космических объектов по их электромагнитному излучению в радиодиапазоне длин волн. Радиодиапазоном в астрономии принято называть область электромагнитного спектра с длинами волн приблизительно от десятых долей миллиметра до десятков метров, что соответствует частотам от порядка 10^11 Гц до 10^6 Гц. В указанных пределах излучение распространяется в соответствии с законами классической электродинамики и может быть принято, усилено и зарегистрировано с помощью специализированных антенных и радиотехнических систем. Возникновение радиоастрономии как самостоятельной дисциплины относится к первой половине XX века и связано с обнаружением внеземных источников радиошума, не объяснимых атмосферными и техногенными причинами, что было впервые экспериментально установлено Карла Янского в 1932 году при исследовании радиопомех в коротковолновых линиях связи. Последующее развитие метода связано с работами Гроут Ребер, впервые построившего специализированную параболическую антенну для систематических радиоастрономических наблюдений.

Предметом радиоастрономии является изучение процессов генерации, распространения и взаимодействия радиоволн космического происхождения, а также реконструкция физических характеристик источников этого излучения на основе измеряемых параметров принимаемого сигнала. К таким параметрам относятся интенсивность, спектральное распределение, поляризация, угловое распределение излучения и его временные вариации. В отличие от оптической астрономии, радиоастрономия оперирует в основном с некогерентным тепловым и нетепловым излучением, а также с линейчатыми спектрами, обусловленными квантовыми переходами в атомах и молекулах межзвёздной среды.

Радиоастрономические методы позволяют исследовать объекты, недоступные для наблюдений в оптическом диапазоне вследствие сильного поглощения света межзвёздной пылью, а также процессы, не сопровождающиеся значительным оптическим излучением.

Физической основой радиоастрономии является теория электромагнитного поля, сформулированная в уравнениях Максвелла. В вакууме и в линейных изотропных средах электромагнитные волны описываются волновыми уравнениями, вытекающими из системы Максвелла, и распространяются со скоростью света c. Электрическая и магнитная компоненты волны ортогональны друг другу и направлению распространения. Плотность потока энергии электромагнитного излучения определяется вектором Пойнтинга, усреднённым по периоду колебаний.

В радиоастрономии обычно оперируют скалярной величиной спектральной плотности потока, выражаемой в ваттах на квадратный метр на герц, либо в практических единицах — янских, где 1 Янский равен 10^-26Вт·м^-2·Гц^-1. Использование этой единицы обусловлено исключительно малой величиной принимаемых потоков от космических источников.

Излучение космических объектов в радиодиапазоне может иметь различную физическую природу. Тепловое радиоизлучение возникает вследствие теплового движения заряженных частиц и подчиняется законам излучения абсолютно чёрного тела в длинноволновом пределе, где справедливо приближение Рэлея–Джинса. В этом случае спектральная плотность излучения пропорциональна температуре источника и квадрату частоты. Нетепловое излучение, напротив, связано с ускоренным движением релятивистских электронов в магнитных полях и проявляется в виде синхротронного излучения, характеризующегося степенным спектром. Отдельный класс составляют радиолинии, возникающие при переходах между энергетическими уровнями атомов и молекул, в частности знаменитая линия нейтрального водорода с длиной волны 21 см, имеющая фундаментальное значение для исследования структуры Галактики.

Радиоастрономическое наблюдение заключается в измерении мощности электромагнитного сигнала, поступающего на вход приёмной системы от заданного направления на небесной сфере. Для этого используется антенна, преобразующая энергию падающей волны в электрический сигнал, далее усиливаемый и обрабатываемый радиотехническими средствами. Основной характеристикой антенны является диаграмма направленности, определяющая зависимость чувствительности от углового направления прихода волны. Угловое разрешение радиотелескопа определяется соотношением между длиной волны и эффективным размером антенны и в первом приближении оценивается выражением θ ≈ λ/D, где λ — длина волны, D — диаметр апертуры. Из этого соотношения следует принципиальное отличие радиоастрономии от оптической астрономии: для достижения сравнимого углового разрешения радиотелескопы должны иметь значительно большие размеры.

Приёмная система радиотелескопа неизбежно содержит собственные шумы, обусловленные тепловыми колебаниями электронов в проводниках, шумами активных элементов и фоновым излучением окружающей среды. В результате измеряемый сигнал всегда является суммой полезного космического сигнала и шумовой составляющей. Для описания чувствительности радиотелескопа вводится понятие эквивалентной шумовой температуры, позволяющее выразить шумовую мощность в температурных единицах. Минимально различимый поток определяется соотношением между полезным сигналом и среднеквадратичным значением шумов и зависит от полосы пропускания приёмника и времени интегрирования. Увеличение времени наблюдения и сужение полосы частот позволяют повысить чувствительность, однако ограничиваются стабильностью аппаратуры и изменчивостью исследуемого источника.

Особое значение в радиоастрономии имеет интерферометрический метод, основанный на регистрации коррелированных сигналов, принимаемых пространственно разнесёнными антеннами. Интерферометр позволяет измерять пространственные гармоники распределения яркости источника и тем самым достигать углового разрешения, эквивалентного размеру базы между антеннами. Теоретическое обоснование метода интерферометрии опирается на теорему Ван-Циттерта — Цернике, устанавливающую связь между корреляционной функцией поля и угловым распределением интенсивности излучения. Развитие интерферометрических методов привело к созданию синтеза апертуры, при котором за счёт вращения Земли и последовательных измерений на различных проекциях баз восстанавливается двумерное изображение источника. Данные методы получили широкое распространение в радиoастрономии благодаря возможности преодоления ограничений, накладываемых размерами одиночных антенн.

Таким образом, радиоастрономия представляет собой строго физическую дисциплину, опирающуюся на электродинамику, статистическую радиофизику и теорию сигналов. Её методы позволяют исследовать Вселенную в диапазоне, качественно отличающемся от оптического, и выявлять фундаментальные свойства космических объектов и межзвёздной среды. В последующих главах будут подробно рассмотрены конструкции радиотелескопов, теория антенн, методы приёма и обработки сигналов, а также основные типы радиоастрономических источников.

Глава II. Электромагнитные волны и радиационные процессы в космосе

Электромагнитные волны, регистрируемые в радиоастрономических наблюдениях, являются следствием фундаментальных процессов, протекающих в космической плазме, межзвёздной среде и вблизи компактных астрофизических объектов. Теоретическое описание этих волн основывается на классической электродинамике, сформулированной в уравнениях Максвелла, которые устанавливают взаимосвязь между электрическими и магнитными полями, плотностями зарядов и токов. В вакууме и в разреженной межзвёздной среде, где проводимость и диэлектрическая проницаемость близки к вакуумным значениям, уравнения Максвелла приводят к волновому уравнению для векторных полей, допускающему плоские и сферические волновые решения. Электромагнитная волна в этом случае характеризуется частотой, длиной волны, фазовой и групповой скоростями, а также состоянием поляризации.

В радиоастрономии существенную роль играет приближение геометрической оптики, применимое при распространении волн в средах, неоднородность которых изменяется на масштабах, существенно превышающих длину волны. Однако во многих астрофизических условиях, особенно при прохождении радиоволн через ионизированную межзвёздную плазму, наблюдаются эффекты дисперсии, рассеяния и вращения плоскости поляризации, которые требуют волнового подхода. Плазменная частота, определяемая концентрацией свободных электронов, задаёт нижнюю границу частот, ниже которой распространение электромагнитных волн в плазме становится невозможным. В результате низкочастотное радиоизлучение от удалённых источников может быть существенно ослаблено или полностью экранировано межзвёздной и межпланетной средой.

Основные механизмы генерации радиоизлучения в космосе условно подразделяются на тепловые и нетепловые. Тепловое радиоизлучение обусловлено статистическим движением заряженных частиц и подчиняется законам равновесной термодинамики. В длинноволновом пределе спектр теплового излучения описывается формулой Рэлея–Джинса, согласно которой спектральная плотность энергии пропорциональна температуре источника и квадрату частоты. Для протяжённых астрофизических объектов вводится понятие яркостной температуры, определяемой как температура абсолютно чёрного тела, создающего наблюдаемую интенсивность излучения при данной частоте. Яркостная температура не всегда совпадает с термодинамической температурой вещества и может значительно её превышать в случае нетепловых процессов.

Нетепловое радиоизлучение связано с ускоренным движением заряженных частиц, главным образом электронов, в магнитных полях. При движении релятивистских электронов по криволинейным траекториям возникает синхротронное излучение, спектр которого имеет степенной характер и не соответствует тепловому распределению. Синхротронное излучение обладает высокой степенью линейной поляризации, что позволяет использовать поляриметрические измерения для изучения магнитных полей в источниках. В более слабых магнитных полях и при нерелятивистских скоростях электронов реализуется циклотронное излучение, однако в радиоастрономии оно играет меньшую роль вследствие сравнительно низкой интенсивности.

Особый класс радиационных процессов связан с квантовыми переходами в атомах и молекулах. Радиолинии возникают при изменении ориентации спинов, вращательных и колебательных переходах и гиперструктурных расщеплениях энергетических уровней. Наиболее важным примером является сверхтонкий переход в атоме нейтрального водорода, приводящий к излучению с длиной волны около 21 см. Эта линия обладает исключительно малой вероятностью спонтанного излучения, однако вследствие огромного количества атомов водорода в межзвёздной среде она становится наблюдаемой и служит основным инструментом исследования распределения нейтрального газа в Галактике и других галактиках. Наблюдение радиолиний позволяет определять не только пространственное распределение вещества, но и его кинематические характеристики за счёт доплеровского смещения частоты.

Распространение радиоволн в космической среде сопровождается рядом эффектов, искажающих исходный сигнал. Дисперсия в ионизированной среде приводит к зависимости фазовой скорости от частоты, вследствие чего импульсные сигналы растягиваются во времени. Этот эффект особенно важен при наблюдении пульсаров, где временная структура сигнала несёт существенную информацию о физических процессах в источнике. Рассеяние на неоднородностях электронной плотности вызывает угловое уширение источников и флуктуации интенсивности, известные как сцинтилляции. В магнитизированной плазме происходит вращение плоскости поляризации, величина которого пропорциональна квадрату длины волны и интегралу от произведения электронной плотности на компоненту магнитного поля вдоль луча зрения.

Для количественного описания радиоизлучения используется понятие спектральной плотности потока и яркости. Яркость определяется как мощность излучения, приходящаяся на единицу площади, единицу телесного угла и единицу полосы частот. Связь между яркостью и потоком устанавливается интегрированием по телесному углу, занимаемому источником. В случае протяжённых объектов важную роль играет распределение яркости по небесной сфере, которое является непосредственным объектом восстановления в радиоинтерферометрии. Для точечных источников поток не зависит от углового разрешения телескопа, тогда как для протяжённых объектов измеряемая величина существенно определяется диаграммой направленности антенны.

Статистический характер радиоизлучения требует применения методов теории случайных процессов. Электрическое поле принимаемой волны рассматривается как случайная функция времени, описываемая корреляционными функциями и спектральными плотностями. Усреднение по времени и частоте позволяет выделить стационарные характеристики источника на фоне шумов. В этом контексте важное значение имеет понятие когерентности, определяющее степень корреляции сигналов, принимаемых в различных точках пространства или в различные моменты времени. Интерферометрические методы основаны именно на измерении пространственной когерентности радиополя.

Таким образом, радиационные процессы и распространение радиоволн в космосе образуют теоретическую основу радиоастрономии. Понимание этих процессов необходимо для корректной интерпретации наблюдательных данных и для проектирования радиотелескопов, оптимизированных под конкретные диапазоны частот и типы источников. В следующей главе будет рассмотрена теория антенн радиотелескопов и основные принципы формирования диаграмм направленности и чувствительности.

Глава III. Антенны радиотелескопов и их характеристики

Антенна радиотелескопа является первичным преобразователем электромагнитного излучения космического происхождения в электрический сигнал и тем самым определяет основные предельные характеристики всей наблюдательной системы. В отличие от передающих антенн радиосвязи, антенны радиоастрономических установок работают в условиях исключительно слабых входных сигналов и потому должны обеспечивать максимально возможную эффективность при минимальных потерях. Теоретическое рассмотрение антенн радиотелескопов основывается на принципе взаимности, согласно которому приёмные свойства антенны полностью эквивалентны её передающим характеристикам при тех же граничных условиях. Это позволяет использовать аппарат теории излучающих систем для анализа приёма радиоволн.

Основной энергетической характеристикой антенны является её эффективная площадь, которая количественно выражает способность антенны извлекать энергию из падающей плоской электромагнитной волны. Эффективная площадь связана с коэффициентом направленного действия и длиной волны через фундаментальное соотношение, вытекающее из закона сохранения энергии и свойств свободного пространства как волновой среды. Для апертурных антенн эффективная площадь определяется интегралом от распределения поля в раскрыве и в реальных условиях всегда меньше геометрической площади апертуры. Причинами этого являются неравномерность амплитудно-фазового распределения, дифракционные потери на краях апертуры, омические потери в отражающей поверхности и погрешности формы.

Ключевой пространственной характеристикой антенны является диаграмма направленности, определяющая угловое распределение чувствительности. Диаграмма направленности в дальней зоне формируется интерференцией вторичных волн, излучаемых различными элементами апертуры. Для осесимметричных параболических отражателей диаграмма направленности в первом приближении описывается функцией Бесселя первого рода, что приводит к характерной структуре главного лепестка и системы боковых лепестков. Ширина главного лепестка обратно пропорциональна отношению диаметра апертуры к длине волны, что определяет фундаментальное ограничение углового разрешения радиотелескопа. Именно это соотношение является причиной стремления к созданию антенн предельно больших размеров.

Параболические отражательные антенны получили наибольшее распространение в радиоастрономии благодаря относительной простоте теоретического описания и высокой эффективности. В Советском Союзе были созданы многочисленные радиотелескопы этого типа, предназначенные для работы в метровом, дециметровом и сантиметровом диапазонах. Параболическая антенна обеспечивает фокусировку падающей плоской волны в область фокуса, где размещается облучатель, формирующий требуемое распределение поля в раскрыве. Форма и размеры облучателя существенно влияют на коэффициент использования апертуры и уровень боковых лепестков. В практике советского радиотелескопостроения применялись как простые волноводные рупоры, так и более сложные облучатели с коррекцией фазового фронта.

Для работы на более коротких длинах волн требования к точности поверхности параболического отражателя становятся особенно жёсткими. Среднеквадратичное отклонение поверхности не должно превышать малой доли длины волны, в противном случае происходит резкое снижение усиления и рост рассеянного фона. В крупных антеннах, таких как 64-метровый радиотелескоп в Калязине, эти требования привели к разработке сложных инженерных решений, включающих жёсткие пространственные фермы, температурную компенсацию и системы контроля деформаций. Анализ влияния погрешностей поверхности на диаграмму направленности проводится с использованием статистических методов, позволяющих оценить снижение коэффициента усиления в зависимости от спектра ошибок формы.

Принципиально иным подходом к созданию антенн сверхбольшой апертуры является использование составных отражательных систем. Наиболее ярким примером такого подхода является РАТАН-600, представляющий собой кольцевую систему плоских отражающих элементов. В этой конструкции реализована идея формирования эффективной апертуры за счёт согласованной работы большого числа отдельных сегментов. Теоретическое описание такой системы требует учёта фазовых задержек, возникающих при отражении и вторичном фокусировании, а также дифракционных эффектов на краях сегментов. Диаграмма направленности РАТАН-600 существенно анизотропна и зависит от выбранной конфигурации вторичных отражателей, что накладывает специфические ограничения на интерпретацию наблюдательных данных.

Фазированные антенные решётки представляют собой ещё один важный класс антенных систем радиоастрономии. В этих системах общая диаграмма направленности формируется за счёт интерференции сигналов от большого числа отдельных элементов, расположенных с определённым шагом. Для линейных и плоских решёток вводится понятие решёточного множителя, который в сочетании с диаграммой одиночного элемента определяет полную характеристику системы. В советской радиоастрономической практике фазированные решётки нашли широкое применение в метровом диапазоне, где создание сплошной апертуры больших размеров технически затруднено. Большая сканирующая антенна ФИАН в Пущино является характерным примером такой системы.

В фазированных решётках особое внимание уделяется проблеме побочных максимумов диаграммы направленности, которые могут приводить к приёму излучения от нежелательных направлений и искажению измерений. Теоретический анализ показывает, что уровень побочных лепестков определяется как геометрией решётки, так и распределением амплитуд возбуждения. В практических конструкциях применяются методы аподизации, заключающиеся в целенаправленном изменении амплитудного распределения по апертуре для подавления боковых лепестков ценой некоторого расширения главного. Эти методы были подробно разработаны и внедрены в ряде советских радиоастрономических установок.

Важным аспектом теории антенн радиотелескопов является учёт поляризационных свойств. Электромагнитное излучение космических источников часто обладает частичной или полной поляризацией, связанной с наличием упорядоченных магнитных полей. Антенна должна либо избирательно принимать заданное состояние поляризации, либо обеспечивать одновременный приём двух ортогональных компонент. В реальных конструкциях всегда присутствует перекрёстная поляризация, которая приводит к смешению компонент и требует калибровки. Анализ поляризационных характеристик антенн основывается на векторной теории дифракции и требует строгого учёта асимметрий конструкции.

Эксплуатационные характеристики антенн включают механическую устойчивость, точность наведения и долговременную стабильность параметров. Для крупных параболических антенн влияние гравитационных деформаций приводит к зависимости диаграммы направленности от угла возвышения, что требует либо ограничения рабочих углов, либо введения систем коррекции. В советских радиотелескопах применялись как расчётные методы компенсации, так и экспериментальные процедуры юстировки, основанные на наблюдениях ярких калибровочных источников. Эти методы позволяли поддерживать стабильность параметров антенны в течение длительных серий наблюдений.

Таким образом, антенные системы радиотелескопов представляют собой результат тесного взаимодействия электродинамической теории, инженерной механики и радиотехнической практики. Примеры советских радиотелескопов демонстрируют, что при строгом учёте физических ограничений возможно создание установок с чрезвычайно большими эффективными апертурами и высокой чувствительностью. В следующей главе будет рассмотрена теория радиоприёмных устройств, источники шумов и методы повышения предельной чувствительности радиотелескопов, без чего реализация потенциала антенных систем была бы невозможна.

Глава IV. Радиоприёмные устройства и шумы в радиотелескопах

Радиоприёмное устройство радиотелескопа предназначено для преобразования крайне слабого высокочастотного электромагнитного сигнала, индуцированного в антенне, в форму, удобную для измерения, регистрации и последующей научной интерпретации. В отличие от систем радиосвязи и радиолокации, приёмники радиоастрономических установок работают в условиях, когда мощность полезного сигнала значительно ниже уровня собственных шумов аппаратуры и окружающей среды. В связи с этим теория радиоприёма в радиоастрономии в значительной степени сводится к теории шумов и статистических методов выделения сигнала на их фоне.

На входе приёмного тракта радиотелескопа формируется электрическое напряжение, пропорциональное суммарному электромагнитному полю, включающему вклад космического источника, фонового излучения неба, излучения земной атмосферы и собственных шумов антенны. Антенна, рассматриваемая как пассивный элемент, обладает собственной шумовой температурой, определяемой потерями в проводниках и диэлектриках. Эта шумовая температура добавляется к эквивалентной температуре внешнего излучения и формирует входной шумовой фон, на который накладывается полезный сигнал. В радиоастрономии удобно описывать все шумовые и сигнальные компоненты в температурных единицах, что позволяет применять методы радиометрии.

Основным параметром, характеризующим качество радиоприёмника, является его эквивалентная шумовая температура. Она определяется как температура идеального резистора на входе приёмника, создающего такую же шумовую мощность, как и реальные шумы приёмного тракта. Полная системная шумовая температура радиотелескопа складывается из шумовой температуры антенны, шумов приёмника и вкладов внешней среды. Минимально различимый сигнал определяется радиометрическим уравнением, согласно которому среднеквадратичное значение флуктуаций измеряемой температуры обратно пропорционально корню квадратному из произведения полосы пропускания приёмника и времени интегрирования. Это соотношение является фундаментальным и определяет пределы чувствительности любых радиометрических измерений.

Классическая схема радиоастрономического приёмника включает входной усилитель высокой частоты, смеситель, гетеродин, усилитель промежуточной частоты и детектор. В ранних радиоастрономических установках усилители выполнялись на электронных лампах, обладающих относительно высокой шумовой температурой, однако уже к 1960–1970-м годам в Советском Союзе началось широкое внедрение малошумящих полупроводниковых усилителей, прежде всего на полевых транзисторах. Выбор первого усилительного каскада имеет решающее значение, поскольку его шумы усиливаются всеми последующими каскадами и доминируют в общем шумовом балансе системы.

Смесительный каскад предназначен для преобразования принятого сигнала с высокой рабочей частоты в область промежуточной частоты, где реализация узкополосного усиления и фильтрации значительно проще. Гетеродин должен обладать высокой частотной стабильностью и низким фазовым шумом, поскольку нестабильность частоты приводит к дополнительным искажениям спектра принимаемого сигнала. В радиоастрономических приёмниках применяются кварцевые и синтезированные гетеродины, а также системы стабилизации по опорным стандартам частоты. Особенно жёсткие требования к стабильности предъявляются в спектральных наблюдениях радиолиний.