Радиотехника и космос

с удивительной плавностью, его можно было нацелить на любой участок неба.

Каждое такое творение рук человеческих есть истинное чудо современной

техники.

Иногда зеркало радиотелескопа, как уже говорилось, делают очень

большим, но неподвижным. При высокой чувствительности подобный телескоп

ограничен в своих возможностях — он всегда направлен на одну и ту же точку

неба.

Впрочем, и неподвижный телескоп все-таки движется, ведь он находиться

на поверхности Земли, а земной шар непрерывно и равномерно вращается вокруг

своей воображаемой оси. Поэтому в поле зрения неподвижного радиотелескопа

постоянно появляются все новые и новые небесные тела, причем наблюдению

доступен довольно широкий круговой пояс неба. Разумеется, через сутки,

когда Земля совершит полный оборот, картины в поле зрения радиотелескопа

снова начнут повторяться.

Радиоприемники присоединенные к антенне радиотелескопа, очень

чувствительны. Если, например, к ним просто подключить какой-нибудь

проводник, то приемник станет реагировать на беспорядочные тепловые

движения в этом проводнике. Яснее говоря, тепловое движение электронов

вызывает на концах проводника беспорядочно меняющиеся напряжения,

пропорциональные температуре проводника. В приемнике эти процессы

приобретут характер «шумов».

Хотя мощность таких помех от антенного устройства ничтожно мала, они

все же, как это не обидно, подчас в десятки, а иногда и в сотни раз

превосходят мощность космического радиоизлучения. Мешают также и шумы,

возникающие в самом приемнике при работе транзисторов.

Шумы, порожденные аппаратурой, как бы маскируются под космическое

излучение. Они похожи друг на друга и усиливаются в приемнике одновременно.

Этим обстоятельством ограничивается чувствительность современных

радиотелескопов. Однако с помощью большого усложнения аппаратуры удается

зарегистрировать сигналы в сто раз более слабые, чем шумы аппаратуры.

При изучении слабых источников космических радиоволн применяют

довольно сложные и хитроумные методы и устройства. позволяющие уловить

неуловимое. И здесь победа остается в конце концов за человеком. Рост

техники радиоастрономии происходит очень бурно, и с каждым годом

радиотелескопы становятся все более и более чувствительными.

Впрочем, уже сейчас чувствительность радиотелескопов вызывает

удивление. Если сравнить энергию излучения, воспринимаемую самыми лучшими

из современных радиотелескопов, с энергией видимого света, посылаемого

звездами, то окажется, что радиотелескопы в тысячи раз чувствительны

гигантских телескопов-рефлекторов. Среди всевозможных приемников

электромагнитных волн радиотелескопы не имеют себе равных.

5.О зоркости радиотелескопов.

Благодаря сложным оптическим явлениям лучи от звезды, уловленные

телескопом, сходятся не в одной точке (фокусе телескопа), а в некоторой

небольшой области пространства вблизи фокуса, образуя так называемое

фокальное пятно. В этом пятне объектив телескопа конденсирует

электромагнитную энергию светила, уловленную телескопом. Если взглянуть в

телескоп, звезда нам покажется не точкой, а кружочком с заметным диаметром.

Но это не настоящий диск звезды, а только ее испорченное изображение,

вызванное несовершенством телескопа. Мы видим созданное телескопом

фокальное пятно.

Чем больше диаметр объектива, тем меньше и размеры фокального пятна.

С величиной фокального пятна тесно связана разрешающая способность

телескопа. Так называют наименьшее расстояние между двумя источниками

излучения, которые данный телескоп дает различить в отдельности. Если,

например, в двойной звезде обе звезды так близки на небе друг к другу, что

их изображения, создаваемые телескопом, попадают практически внутрь

фокального пятна, двойная звезда покажется в телескоп одиночной.

Оптические телескопы обладают весьма большой разрешающей способностью.

В настоящее время наилучшие из оптических телескопов способны «разделить»

двойные звезды с расстоянием между составляющими в 0,1 секунды дуги! Под

таким углом виден человеческий волос на расстоянии 30 м.

Радиотелескопы воспринимают весьма длинноволновое излучение. Поэтому

фокальное пятно в радиотелескопах огромно. И соответственно разрешающая

способность этих инструментов весьма низка. Оказывается, например, что

радиотелескоп с диаметром зеркала 5 м при длине радиоизлучения 1 м способен

разделить источники излучения, если они отстоят друг от друга больше чем на

десять градусов!

Десять градусов—это двадцать видимых поперечников Луны. Значит,

указанный радиотелескоп не способен «разглядеть» в отдельности такие мелкие

для него небесные светила, как Солнце или Луна.

Ясно, что низкая разрешающая способность обычных небольших

радиотелескопов — большой недостаток; даже при огромных размерах зеркала

она, как правило, уступает разрешающей силе человеческого глаза (не говоря

уже об оптических телескопах). Как же можно устранить это препятствие?

Физикам уже давным-давно известно явление сложения волн, названное ими

интерференцией. В школьном учебнике физики подробно описано, какое значение

имеет интерференция на практике. Оказывается, интерференцию можно

использовать в радиоастрономии.

Вообразим, что одновременно из двух источников распространяются две

волны. Если они, как говорят физики, находятся в противоположных фазах, то

есть «горб» одной приходится как раз против «впадины» другой, обе волны

«погасят» друг друга, и колебания среды прекратятся. Если это световые

волны—наступит тьма, если звуковые—тишина, если волны на воде — полный

покой.

Может случиться, что волны находятся в одинаковых фазах («горб» одной

волны совпадает с «горбом» другой). Тогда такие волны усиливают друг друга,

и колебания среды будут совершаться с удвоенной интенсивностью.

Представим себе теперь устройство, называемое радиоинтерферометром

(рис.3). Это два одинаковых радиотелескопа, разделенных расстоянием (базой)

и соединенных между собой электрическим кабелем, к середине которого

присоединен радиоприемник. От источника радиоизлучения на оба

радиотелескопа непрерывно приходят радиоволны. Однако тем из них, которые

попадают на левое зеркало, приходится проделать несколько больший путь, чем

радиоволнам, уловленным правым радиотелескопом. Разница в путях, называемая

разностью хода, равна отрезку АБ. Нетрудно сообразить, что если в этом

отрезке укладывается четное число полуволн улавливаемого радиоизлучения, то

«левые» и «правые» радиоволны придут в приемник с одинаковой фазой и усилят

друг друга. При нечетном числе полуволн произойдет обратное— взаимное

гашение радиоволн, и в приемник радиосигналы вовсе не поступят.

Обратите внимание: при изменении направления на источник излучения

меняется и разность хода.

Достаточно при этом (что очень важно!) лишь весьма незначительное

изменение угла j, чтобы «гашение» волн сменилось их усилием или наоборот,

на что сразу же отзовется весьма чувствительный радиоприемник.

Радиоинтерферометры делают, как правило, неподвижными. Но ведь Земля

вращается вокруг своей оси, и поэтому положение светил на небе непрерывно

меняется. Следовательно, в радиоинтерферометре постоянно будут наблюдаться

периодические усиления и ослабления радиопередачи от наблюдаемого источника

космических радиоволн.

Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как

они реагируют на очень малые угловые смещения светила, а значит, и

позволяют исследовать объекты с небольшими угловыми размерами. Иногда

радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов.

При этом разрешающая способность радиоинтерферометра существенно

увеличивается. Есть и другие технические устройства, которые позволяют

современным «радио глазам» астрономов стать очень «зоркими», гораздо более

зоркими, чем невооруженный человеческий глаз!

[pic]

рис.3 Схема радиоинтерферометра (d- его база, т.е. расстояние между

радиотелескопами, j характеризует направление на источник радиоволн).

Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как

они реагируют на очень малые угловые смещения светила, а значит, и

позволяют исследовать объекты с небольшими угловыми размерами. Иногда

радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов.

При этом разрешающая способность радиоинтерферометра существенно

увеличивается. Есть и другие технические устройства, которые позволяют

современным «радио глазам» астрономов стать очень «зоркими», гораздо более

зоркими, чем невооруженный человеческий глаз!

В феврале 1976 года советские и американские ученые осуществили

интересный эксперимент— радиотелескопы Крымской и Хайсптекской (США)

обсерваторий в этом опыте играли роль «глаз» исполинского

радиоинтерферометра, а расстояние во много тысяч километров между этими

обсерваториями было его базой. Так как база была очень велика и космические

радио объекты наблюдались с разных континентов, достигнутая разрешающая

способность оказалась поистине фантастической—одна десятитысячная доля

секунды дуги! Под таким углом виден с Земли на Луне след от ноги

космонавта! Позже к этим экспериментам присоединились и австралийские

ученые, так что астрономы «взглянули» на космические радиоисточники сразу с

трех континентов. Результаты оправдали затраченные усилия: в ядрах галактик

и квазарах обнаружены взрывные процессы необычайной активности, причем в

ряде случаев наблюдаемая скорость разлета космических облаков в квазарах,

по-видимому, превосходит скорость света!

Таким образом, новая техника поставила перед наукой и новые проблемы

принципиального характера. Достигнутая ныне разрешающая способность

радиоинтерферометров — это еще не предел. В будущем, вероятно,

радиотелескопы станут еще зорче.

Кстати сказать, и в оптической астрономии используют интерферометры.

Их присоединяют к крупным телескопам, чтобы измерить реальные поперечники

звезд. В обоих случаях интерферометры играют роль своеобразных «очков»,

позволяющих рассмотреть важные подробности в окружающей нас Вселенной.

Но оптические интерферометры по зоркости значительно уступают тем,

которые употребляются ныне в радиоастрономии.

6.«Радиоэхо» в астрономии.

До сих пор речь шла о пассивном изучении космических радиоволн. Они

улавливаются радиотелескопами, и задача астронома заключается лишь в том,

чтобы наилучшим образом расшифровать эти сигналы, получить с их помощью как

можно больше сведений о небесных телах. При этом исследователь никак не

вмешивается в ход изучаемого им явления—он лишь пассивно наблюдает.

Та отрасль радиоастрономии, с которой мы теперь кратко познакомимся,

имеет иной, если так можно выразиться, активный характер. Ее называют

радиолокационной астрономией.

Слово «локация» означает определение местоположения какого-нибудь

предмета. Если, например, для этого используется звук, то говорят о

звуковой локации. Ею, как известно, широко пользуются современные

мореплаватели. Особое устройство, называемое эхолотом, посылает в

направлении ко дну океана короткие, но мощные неслышимые ультразвуки.

Отразившись от дна, они возвращаются, и эхолот фиксирует время, затраченное

звуком на путешествие до дна и обратно. Зная скорость распространения звука

в воде, легко подсчитать глубину океана.

Подобным же образом можно измерить и глубину колодца или какого-нибудь

ущелья. Громко крикнув, затем ждите, когда до вашего уха донесется эхо —

отраженный звук. Учтя, что скорость звука в воздухе равна 337 м/с, легко

вычислить искомое расстояние. Любопытно, что звуковая локация встречается и

в мире животных. Летучая мышь обладает специальным естественным

локационным органом, который, испуская неслышимые звуки, помогает мыши

ориентироваться в полете. Эти ультразвуки поглощаются в толстом слое волос,

и поэтому, не получив обратного звукового эха, летучая мышь воспринимает

голову как «пустое место». Этим и объясняется, что летучая мышь иногда в

темноте ударяется о головы людей, не прикрытые головным убором.

Когда говорят о «радиолокации», то под этим словом подразумевают

определение местоположения предмета с помощью радиоволн. Радиолокационная

астрономия — еще совсем молодая отрасль науки. Систематически

радиолокационные наблюдения небесных тел начались всего пятьдесят лет

назад. И все же достигнутые успехи весьма значительны. Очень интересны и

дальнейшие перспективы этого активного метода изучения небесных

тел.»Активного» потому, что здесь человек сам направляет в космос созданные

им искусственные радиоволны и, наблюдая их отражения, может затем по

собственному желанию видоизменить эксперимент.

Образно говоря, в радиолокационной астрономии человек «дотрагивается»

до небесных тел созданным им радиолучем, а не пассивно наблюдает их

излучение.

7.Радиолокация Луны и планет.

Еще в 1928 году, когда большинство радиолюбителей пользовались

примитивными детекторными приемниками, советские ученые Л. И. Мандельштам и

Н. Д. Папалекси рассматривали вопрос о посылке радиосигнала на Луну и

приеме па Земле радиоэха. Тогда это была только смелая мечта, далеко

опережавшая действительность. Но такова характерная черта больших ученых—их

мысль опережает факты и видит то, что становится реальностью лишь в

будущем.

В годы второй мировой войны Л. И. Мандельштам и Н. Д. Папалекси снова

вернулись к занимавшей их идее. Теперь настали другие времена. Радиолокация

прочно вошла в практику военной жизни, и радиолокаторы уверенно нащупывали

невидимые цели.

Советские ученые на основе новых данных подсчитали, какова должна быть

мощность радиолокатора и другие его качества, чтобы с его помощью можно

было осуществить радиолокацию Луны. Научная ценность такого эксперимента

была вне сомнений. Ведь до сих пор, чтобы определить расстояние до Луны,

приходилось наблюдать ее положение среди звезд одновременно из двух

достаточно удаленных друг от друга обсерваторий. Радиолокация решила бы ту

же задачу при наблюдениях из одного пункта. Учитывая быстрый прогресс

радиотехники, можно было ожидать, что радиолокационные измерения

астрономических расстояний дадут результаты гораздо более точные, чем те,

которые были получены в прошлом.

Трудности, однако, оказались огромными. Расчеты показали, что при

прочих равных условиях мощность отраженного сигнала убывает обратно

пропорционально четвертой степени расстояния до цели. Получалось, что

лунный радиолокатор должен обладать примерно в тысячу раз большей

чувствительностью, чем обычная радиолокационная станция береговой обороны,

обнаруживавшая в те годы самолет неприятеля с расстояния в двести

километров.

И все же проект казался довольно убедительным, и уверенность его

авторов в успехе вскоре была оправдана фактами.

В начале 1946 года почти одновременно, но с различными установками,

венгерские и американские радиофизики осуществили радиолокацию Луны.

На Луну посылались мощные импульсы радиоволн длиной 2,7 м. Каждый

импульс имел продолжительность 0,25 секунды, причем пауза между импульсами

составляла 4 секунды. Антенна радиолокатора была еще весьма несовершенна:

она могла поворачиваться только вокруг вертикальной оси. Поэтому

исследования велись лишь при восходе или заходе Луны, когда последняя

находилась вблизи горизонта.

Приемное устройство радиолокатора уверенно зафиксировало слабый

отраженный сигнал, лунное радиоэхо.

Путь до Луны и обратно радиоволны совершили всего за 2,6 сек, что,

впрочем, при их невообразимо большой скорости не должно вызывать удивления.

Точность этого первого радиоизмерения из-за несовершенства аппаратуры была

еще очень низка, но все же совпадение с известными ранее данными было

весьма хорошее.

Позже радиолокация Луны была повторена на многих обсерваториях, и с

каждым разом со все большей точностью и, конечно, с большей легкостью.

Большие возможности радиолокации обнаружились при наблюдении так

называемой либрации Луны. Под этим термином астрономы понимают своеобразные

«покачивания» лунного шара, вызванные отчасти геометрическими причинами

(условиями видимости), отчасти причинами физического характера. Благодаря

либрации земной наблюдатель видит не половину, а около 60% лунного шара.

Значит, либрация позволяет нам иногда «заглядывать» за край видимого

лунного диска и наблюдать пограничные районы обратной стороны Луны.

При «покачивании», или либрации, Луны один ее край приближается к

наблюдателю, а другой удаляется. Скорость этого движения очень мала —

порядка 1м/сек, что меньше даже скорости пешехода. Но радиолокатор

способен, оказывается, обнаружить и такие смещения.

Радиолокатор посылает на Луну волны определенной длины. Естественно,

что и отраженный радиосигнал будет обладать той же длиной волны. Можно

сказать, что радиоспектр отраженного сигнала представляет собой одну

определенную «радиолинию».

Если бы Луна не «покачивалась» относительно земного наблюдения,

радиоспектры посланного и отраженного импульса были бы совершенно

одинаковыми. На самом же деле разница, хотя и небольшая, все же есть.

Радиоволна, отразившаяся от того края Луны, который приближается к земному

наблюдателю, по принципу Доплера будет иметь несколько большую частоту и,

следовательно, меньшую длину, чем радиоволна, посланная на Луну. Для

другого удаляющегося края Луны должен наблюдаться противоположный эффект. В

результате «радиолиния» в радиоспектре отраженного импульса будет более

широкой, растянутой, чем «радиолиния» посланного импульса. По величине

расширения можно вычислить скорость удаления краев Луны. Этим же методом

можно определить периоды вращения планет вокруг оси и скорости их движения

по орбите.

Раньше требовались многолетние высокоточные оптические наблюдения

Луны, чтобы затем после долгих вычислений получить величину либрации.

Радиолокаторы решили эту задачу, так сказать, непосредственно и несравненно

быстрее.

При каждом измерении пользуются некоторым эталоном — меркой,

употребляемой как единица длины. Для измерений на земной поверхности таким

эталоном служит метр. Для астрономии расстояние ни метр, ни даже километр

не являются вполне подходящей единицей масштаба — слишком уж велики

расстояния между небесными телами. Поэтому астрономы употребляют вместо

метра гораздо более крупную единицу длины. Называется она «астрономической

единицей» ( сокращенно «а.е.»). По определению астрономическая единица

равна среднему расстоянию от Земли до Солнца. Чтобы связать астрономические

измерения длины с чисто земными мерками расстояний, астрономическую единицу

в конечном счете сопоставляют с метром — выражают астрономическую единицу в

метрах или километрах.

Во времена Иоганна Кеплера (17 век) величину астрономической единицы

еще не знали — она впервые была найдена только век спустя. Не были известны

и расстояния от Солнца до других планет Солнечной системы. Тем не менее,

третий закон Кеплера гласит, что «квадраты времен обращения планет вокруг

Солнца относятся между собой как кубы их средних расстояний до Солнца».

Каким же образом, не зная расстояний планет до Солнца, Кеплер мог открыть

этот важный закон?

Весь секрет, оказывается, в том, что не зная абсолютных (выраженных в

километрах) расстояний планет до Солнца, можно сравнительно просто из

наблюдений вычислить их относительные расстояния, то есть узнать, во

сколько раз одна планета дальше от Солнца, чем другая.

Зная же относительные расстояния планет от Солнца, можно сделать

чертеж Солнечной системы. В не будет хватать только одного — масштаба. Если

бы можно было указать, чему равно расстояние в километрах между любыми

двумя телами на чертеже, то, очевидно, этим самым был бы введен масштаб

чертежа, и в единицах данного масштаба сразу можно было бы получить

расстояние всех планет до Солнца.

До применения радиолокации среднее расстояние от Земли до Солнца, то

есть астрономическая единица, считалось равным 149504000 км. Эта величина

измерена не абсолютно точно, а приближенно с ошибкой в 17000 км в ту или

другую сторону.

Некоторых такая ошибка может ужаснуть. С этой точки зрения расстояние

от Земли до Солнца измерено очень точно — относительная ошибка не превышает

сотых долей процента. Но постоянное стремление к повышению точности

характерно для любой точной науки . Поэтому можно понять астрономов , когда

они снова и снова уточняют масштаб Солнечной системы и стремятся применить

самые совершенные методы для измерения астрономической единицы. Вот тут-то

и приходит на помощь радиоастрономия.

Совершенно очевидно, что радиолокация планет из-за их удаленности

несравненно труднее радиолокации Луны. Не забудьте, что мощность радиоэха

падает обратно пропорционально четвертой степени расстояния, то есть очень

сильно. Но современная радиотехника преодолела и эти трудности.

В феврале 1958 года американскими учеными впервые проведена

радиолокация ближайшей из планет—Венеры, а в сентябре того же года поймано

радиоэхо от Солнца.

Во время радиолокации Венера находилась в 43 миллионах километров от

Земли. Значит, радиоволне требовалось примерно 5 минут для путешествия

«туда и обратно». Сигналы подавались в течение 4 минут 30 секунд, а

следующие 5 минут «подслушивалось» радиоэхо. Длительная посылка

радиосигналов была вызвана необходимостью—при коротком импульсе единичное

отражение от Венеры не могло наблюдаться.

Даже с такими ухищрениями разобраться в принятых радиосигналах было

Страницы: 1, 2, 3