Контрольная работа: Методы исследования космического радиоизлучения

Методы исследования космического радиоизлучения

Реферат

Методы исследования космического радиоизлучения. Работа носит реферативный характер и описывает развитие приема радиоизлучения из космоса. Целью работы служит описание развития методов получения космического радиоизлучения. Цель я считаю достигнутой. Работа может использоваться как литература, целью которой будет привлечение внимания к этой области физики.

Содержание

Введение

1.Сопутствующие определения

1.1 Объекты в космосе, излучающие в радиодиапазоне

1.2 Цель изучения космических радиоволн

1.3 Ионосфера

1.4 Диаграмма направленности

2.Исследование космического излучения с поверхности Земли

2.1 Радиотелескопия

2.2 Радиоинтерферометры

2.3 Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой (РДСБ)       

3.Проект ‘Радиоастрон’

3.1 Характеристики радиотелескопа

Заключение

Список используемых источников        

Приложение. Фотографии радиоинтерфероматра VLA и фотография получаемых с них изображений

Введение

космическое радиоизлучение радиоволна радиотелескоп

История радиоастрономии начинается в 1931 году, когда Карлом Янковским во время его исследований грозовых помех было получено  ‘шипение неизвестного происхождения, которое сложно отличить от шипения самой аппаратуры’./2/

Позднее, им была выдвинута гипотеза о том, что источником этих помех является центр нашей галактики, что косвенно подтвердилось тем, что максимум интенсивности этих помех был выявлен в момент направления антенны на центр Млечного Пути.

Целью моей работы было описать развитие радиоастрономии, начиная от простых радиотелескопов и заканчивая радиоинтерферометрами с антеннами в космосе.

Данная работа актуальна тем, что данный вид исследования Вселенной сам по себе очень перспективен, ведь радиодиапазон предоставляет возможности исследовать такие источники, которые не видны в других длинах волн(к примеру, в оптическом диапазоне) при текущих технологиях. К тому же, работа может привлечь молодых специалистов в эту область физики.

. Сопутствующие определения

.1 Объекты в космосе, излучающие в радиодиапазоне

Космические объекты, излучающие в радиодиапазоне, называются астрономическими радиоисточниками.

К ним относятся все объекты Солнечной Системы(планеты, спутники, малые тела, межпланетная среда, Солнце), другие звезды(пульсары, белые карлики, новые и сверхновые и так далее), межзвездная среда(межзвездный газ и межзвездная пыль), галактики, включая центр нашей галактики и квазары, а также реликтовое излучение.

.2 Цель изучения космических радиоволн

По-моему, главная цель изучения радиоизлучения космических объектов-это изучение процессов, происходящих в/на этих объектах или самих объектов, с целью выяснения природы происхождения данного объекта. Через изучение каждого из элементов ученые могут составить целостную картину процессов, происходящих во Вселенной и, соответственно, иметь больше информации для доказательства одной из теории(или даже выдвинуть новую) происхождения всей Вселенной.

.3Ионосфера

Как известно, ионосфера пропускаетдалеко не весь спектр излучения космических объектов.

Ионосфера- верхняя(60км-150км) часть атмосферы земли, состоящая из смеси газов(в основном, азота и кислорода) и плазмы с примерно равным количеством электронов и протонов.

Ионосфера пропускает, а если выразится точнее, слабо поглощает излучение только нескольких типов./1/

Таблица 1

Пропускание некоторых длин волн через земную ионосферу

Как видно из Таблицы 1ионосфера пропускает не все длины радиоволн(некоторые длины ионосфера отражает, а некоторые поглощает), что и создает проблему для изучения большинства длин радиоволн с Земли,  в виду крайней сложности принять эти длины с земных станции.

1.4Диаграмма направленности

Диаграмма направленности- графическое представление зависимости коэффициента усиления антенны от выбранного направления.

Исследование ДН небольших антенн производят в безэховых камерах(комнатах, где не происходит отражения от стен). Для антенн, не помещающихся в камеру, изготавливают их уменьшенные модели и уменьшают длину излучения во столько же раз, во сколько была уменьшен масштаб антенны.

Для построения диаграммы направленности выбирается яркий точечный источник на небе (зачастую - Солнце). Далее проводится серия наблюдений под разными углами, позволяющая построить распределение интенсивности в зависимости от направления, то есть искомую диаграмму направленности.

Рис.1 Изображение диаграммы направленности

.Исследование космического излучения с поверхности Земли

.1 Радиотелескопия

Радиотелескоп - инструмент для приема собственного радиоизлучения небесных объектов и исследования их характеристик, таких как: координаты, пространственная структура, интенсивность излучения, спектр и поляризация.

Простейший радиотелескоп состоит из двух основным компонентов: антенны и  радиометра, который получает и усиливает принятый с антеннысигнал и передает его на регистрирующий самописец.

Радиотелескоп не может получать непосредственно изображение источника, однако, суть его работы в том, что он составляет карту энергии излучения источника сигнала.  Радиотелескоп может промерить или просмотреть только ту область, в которой лежит главный лепесток диаграммы направленности.

Рис.2 Направление главного лепестка диаграммы направленности

Следовательно, чтобы измерить излучение протяженного источника, нужно промерить источник в каждой его точке.

Угловое разрешение: 1' (одна угловая минута, около 0,02°) соответствует площадке размером 29 см, различимой с расстояния в 1 км или одной печатной точке текста на расстоянии 1 м.

Ввиду дифракции радиоволн на апертуре телескопа, измерение направления на точечный источник происходит с некоторой ошибкой, которая определяется диаграммой направленности антенны и накладывает фундаментальное ограничение на разрешающую способность инструмента

                                                 (2.1)

Где- длина волны- длина апертуры телескопа

Высокая разрешающая способность телескопа позволяет различать более мелкие объекты. К примеру, телескоп с низкой разрешающей способностью будет видеть двою звезду как точечный источник. Как видно из формулы 2.1 увеличение разрешающей способности радиотелескопа возможно путем уменьшения длины волны или увеличением длины апертуры. Соответственно, если мы хотим изучить длинноволновое излучение, то длину волны мы уменьшать не может и нам придется увеличивать длину апертуры. Также увеличение длины апертуры увеличивает еще одну важную характеристику телескопа-чувствительность, что позволяет радиотелескопу обнаруживать более слабые источники радиоизлучения.

,                                      (2.2)

где P-мощность собственных шумов радиотелескопа,-эффективная площадь (собирающая поверхность) антенны,

 - полоса частот,- время накопления сигналов.

Для повышения чувствительности радиотелескопов увеличивают их собирающую поверхность и применяют малошумящие приёмники и усилители на основе мазеров, параметрических усилителей.

Но за увеличением длины апертуры стоит одна проблема, а именно сложность обслуживание и ненадежность таких больших антенн, из-за деформаций конструкции под собственным весом и ветровых нагрузок практически невозможно создать полноповоротный параболический(наиболее распространенный тип радиотелескопов) телескоп диаметром более 150 м.

Самая большая на текущий момент полноповоротная антенна имеет размеры 100x110 метров и находится в США(Зеркало размером 100х110 м было построено после того, как в 1988 г под собственным весом обрушилась 90 м полноповоротная антенна).

Однако, антенну можно сделать неподвижной, а направление главного лепестка диаграммы направленности менять с помощью передвижных облучателей.

Рис.3 Схематичное изображение антенны с облучателем

Самый большой неповоротный радиотелескоп расположен в Пуэрто-Рико, и выглядит он вот так.

Рис.4 Обсерватория Аресибо

Над сферической чашей на тросах висит конструкция в 800 т. По периметру зеркало окружено металлической сеткой, которая защищает телескоп от техногенного радиоизлучения. Диаметр антенны составляет 305 метров. Антенна расположена в естественной низине с целью снижения техногенных помех./3/

Это предел возможностей увеличения длины апертуры для одиночного радиотелескопа, и поэтому учеными в 1950г. была выдвинута идея увеличения апертуры путем объединения радиотелескопов в сеть.

.2 Радиоинтерферометры

Радиоинтерферометр - установка для наблюдений за космическими объектами с высоким угловым разрешением, которая состоит из двух или более антенн, удаленных друг от друга на некоторое расстояние и связанных между собой кабельной линией связи.

Посредством радиоинтерферометрии достигаются угловые разрешения порядка тысячной доли секунды, в то время как одиночные радиотелескопы  могут дать результат в 17 секунд. Такая разница в результатах вызвана тем, что апертурой в радиоинтерферометрах выступает расстояние между удаленными антеннами, а не диаметр самой антенны.

Принцип работы радиоинтерферометра основан на том, что фронт ЭМ волны, идущей от удаленного источника можно считать плоской.

Рис.5 Изображение геометрии простейшего радиоинтерферометра

                                                     (2.1)

Где - разность хода лучей, расстояние между антенами(апертура),

 -  угол между направлением прихода лучей и нормальню к линии, на которой расположены антенны.

При

(2. 2)

волны, пришедшие на обе антенны, суммируются в фаз

е.

В противофазе волны первый раз окажутся при

                                                              (2. 3)

И

                                                (2. 4)

Таким образом, получается многолепестковая диаграмма направленности, ширина главного лепестка которой при

<<D.                                                            (2. 5)

Равна

,                                                               (2. 6)

где D-расстояние междукрайними антеннами.

При большем количестве периодически расположенных антенн ширина главного максимума будет определяться отношением (2.6), а расстояние до боковых максимумов

,                                                           (2. 7)

где S-расстояние между соседними антеннами

То есть с увеличением количества антенн боковые максимумы будут отдаляться от главного.Как правило, антенны интерферометра делают направленными, понижая уровень боковых лепестков диаграммы направленности интерферометра за счёт ДН отдельных антенн.Потери в выскокочастотном кабеле и связанное с ним ослабление сигналов ограничивают базы(расстояние между антеннами, апертура) радиоинтерферометра. Поэтому принятые сигналы сначала усиливаются, преобразовываются в низких частоты и лишь после этого передаются по кабелю. При этом, чтобы не потерять когерентности сигналов и контролировать электрическую длину путей их распространения, передаются вспомогательные сигналы.

Длина базы таких радиоинтерферометров может составлять десятки км, а угловое разрешение - десятые доли секунды дуги. Однако дальнейшее увеличение базы сопряжено с трудностями передачи сигналов без потери когерентности, сложностью контроля электрических длин каналов передачи сигналов и компенсации больших запаздываний сигналов.

В Приложении №1 будет приведены несколько фотографии радиоинтерферометров и получаемые с них изображения.

2.3 Радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой(РДСБ)

В 1965 году тройкой советских ученых Л.И. Матвеенко, Н.С. Кардашевым, Г.Б. Шоломицким было предложено независимо регистрировать данные на каждой антенне интерферометра, а потом совместно их обрабатывать, как бы имитируя явление интерференции на компьютере. Это позволяет разносить антенны на сколь угодно большие расстояния. Поэтому метод получил название радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами (РСДБ) и успешно используется с начала 1970-х годов. Рекордная длина базы, достигнутая в экспериментах, составляет 12,2 тыс. км, а разрешение на волне порядка 3 мм достигает 0,00008’’ - на три порядка выше, чем у крупных оптических телескопов.

Две крупнейшие РДСБ-сети расположены в Европе(European VLBI Network) и Америке(Very Long Baseline Array).

В составе European VLBI Network в данный момент работает 20 радиотелескопов(включая российские), угловое разрешение может составлять от 5 до 0.15мкс. Диапазон принимаемого радиоизлучения: от 0.7см до 90см.VLBI Network работает три раза в год, сессиями по нескольку недель.Long Baseline Array (VLBA) состоит из десяти радиотелескопов, контролируемых удалённо из центра управления, расположенного в Сокорро, Нью-Мексико.. Сооружение VLBA началось в феврале 1986, и закончилось в мае 1993. Первое наблюдение с использованием всех десяти антенн было проведено 29 мая 1993. Радиотелескопы в этой системе могут работать с частотами от 300МГц до 86ГГц

С помощью радиоинтерферометров с угловым разрешением в тысячные доли секундыученые смогли просканировать самые внутренние области наиболее мощных радиоисточников Вселенной - радиогалактик и квазаров, которые излучают в радиодиапазоне в десятки миллионов раз интенсивнее, чем обычные галактики. Ученым удалось увидеть, как из ядер галактик и квазаров выбрасываются облака плазмы, а также измерить скорости их движения, которые оказались близкими к скорости света. Много интересного было открыто и в нашей Галактике. В окрестностях молодых звезд найдены источники мазерного радиоизлучения (мазер - аналог оптического лазера, но в радиодиапазоне) в спектральных линиях молекул воды, гидроксила (OH) и метанола (CH3OH). По космическим масштабам источники очень малы - меньше Солнечной системы. Отдельные яркие пятнышки на радиокартах, полученных интерферометрами, могут быть зародышами планет.

Такие мазеры найдены и в других галактиках. Изменение положений мазерных пятен за несколько лет, наблюдавшееся в соседней галактике M33 в созвездии Треугольника, впервые позволило непосредственно оценить скорость ее вращения и перемещение по небу. Измеренные смещения ничтожны, их скорость во многие тысячи раз меньше видимой для земного наблюдателя скорости улитки, ползущей по поверхности Марса. Такой эксперимент пока находится далеко за пределами возможностей оптической астрономии: заметить собственные движения отдельных объектов на межгалактических расстояниях ей просто не под силу. Наконец, интерферометрические наблюдения дали новое подтверждение существования сверхмассивных черных дыр. Вокруг ядра активной галактики NGC 4258 были обнаружены сгустки вещества, которые движутся по орбитам радиусом не более трех световых лет, при этом их скорости достигают тысячи километров в секунду. Это означает, что масса центрального тела - не менее миллиарда масс Солнца, и оно не может быть не чем иным, как черной дырой.