Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Астрономические радионаблюдения начались в 1930-е гг., а бурное развитие этой области – после Второй мировой войны.

Попытки наблюдать небесные источники с помощью радиоволн проводились с начала XX в. Впервые обнаружить радиоизлучение от астрономического объекта удалось Карлу Янскому (Karl Jansky) еще в 1931 г. Он зарегистрировал постоянный радиосигнал, приходящий от центральных частей нашей Галактики. В 1930-е гг. проводились и другие работы в этом направлении, однако активное развитие радиоастрономии началось только после Второй мировой войны.

Наблюдения в радиодиапазоне позволили получить такие важные результаты, как обнаружение реликтового излучения (1965 г.), открытие квазаров (конец 1950-х гг.) и пульсаров (1967 г.), обнаружение радиоизлучения нейтрального водорода, а также сложных органических молекул и воды в межзвездной среде (1960–1970-е гг.), и многие другие.

Астрономические радионаблюдения проводятся в диапазонах длин волн от долей миллиметра (более короткие волны поглощаются молекулами воды и азота в атмосфере) до 30 м (для более длинных волн ионосфера Земли непрозрачна) [17] В описании астрономических радионаблюдений вместо длин волн часто используют частоту. Эти величины связаны между собой простой формулой ν = с/λ, где ν – частота, λ – длина волны, а c – скорость света. Например, частота 300 МГц соответствует длине волны 1 м. А известная длина волны излучения нейтрального водорода 21 см соответствует частоте 1,4 ГГц. . Это так называемое окно прозрачности атмосферы Земли в радиодиапазоне.

Радионаблюдения проводятся на длинах волн от примерно 0,3 мм до 30 м.

Наблюдения в радиодиапазоне имеют свою специфику, связанную с низкой энергией и большой длиной волны. В результате доминируют не квантовые, а волновые свойства принимаемого излучения.

Радиотелескопы можно разделить на два основных типа. Первый тип по своему принципу работы является аналогом оптических телескопов-рефлекторов: поверхность антенны имеет параболическую или сферическую форму для фокусировки радиоизлучения. Второй тип антенн не фокусирует сигнал, а вместо этого использует очень большое количество отдельных принимающих элементов. Кстати, в быту мы используем оба этих типа антенн: «тарелки» для приема программ спутниковых телепрограмм и разнообразные вибраторные антенны (примером которых являются «рожки» у приемников и телевизионные антенны на крышах).

Астрономические радиоисточники обычно очень слабые, поэтому для их регистрации требуется создание установок с большой собирающей площадью. Размеры современных радиотелескопов поражают: в течение долгого времени самую большую фокусирующую поверхность в радиоастрономии (да и в астрономии вообще) имел 305-метровый телескоп в Аресибо, а теперь рекорд принадлежит 500-метровому телескопу FAST (Five hundred meter Aperture Spherical Telescope, Сферический телескоп с пятисотметровой апертурой) в Китае [18] Формально радиотелескоп РАТАН-600 Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук (станица Зеленчукская, Карачаево-Черкесия) имеет бóльший размер (его диаметр 576 м), однако он является кольцевым рефлектором (отражатель имеет форму узкого кольца). . Эти гигантские антенны не поворачиваются, но перемещение вторичных узлов (где расположены вторичные отражатели или приемники сигналов) установки позволяет наблюдать различные небесные объекты. Самые большие полноповоротные антенны имеют размер около 100 м, примерами являются телескоп в Эффелсберге (Германия) и телескоп в Грин-Бэнк (США).

Радиотелескопы, не фокусирующие излучение, могут состоять из огромного числа отдельных элементов. Так, установка БСА в Пущино под Москвой состоит из 16 000 диполей, покрывающих площадь более 7 га. А телескоп УТР-2 под Харьковом (Украина), являющийся крупнейшей установкой для приема декаметровых волн, имеет собирающую площадь 150 000 м².

Одной из важных проблем наблюдений в радиодиапазоне является низкое угловое разрешение отдельной антенны. Предельное угловое разрешение прямо пропорционально длине волны и обратно пропорционально размеру антенны (~λ/D, где λ – длина волны, D – диаметр антенны), в результате даже 100-метровый телескоп, работающий на волне 21 см, имеет угловое разрешение в несколько раз хуже человеческого глаза. Поэтому в радиоастрономии активно применяется метод интерферометрических наблюдений, позволяющий многократно улучшить угловое разрешение.