Радиоинтерферометр. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Радиоинтерферометр - инструмент для измерений с высоким угл. разрешением, состоящий из неск. антенн, разнесённых на большое расстояние и связанных между собой ВЧ-линией связи. Простейший Р. (аналог интерферометра Майкельсона) состоит из двух антенн (двухэлементный Р., рис. 1). Сигналы исследуемого радиоисточника принимаются антеннами, передаются по ВЧ-кабелю и суммируются (существуют также Р., в к-рых принятые сигналы предварительно детектируются, см. Интерферометр интенсивности ).Принимаемые антеннами сигналы точечного источника имеют относит. запаздывание т, к-рое определяется относит. положением источника q и длиной базы В, т = Bsinq/c. Относит. запаздывание и, следовательно, разность фаз сигналов изменяются при движении источника по небесной сфере, в результате на выходе Р. возникают интерференц. максимумы и минимумы. Диаграмма направленности одиночной антенны оказывается промодулированной интерференц. лепестками. Ширина интерференц. лепестка

соответствует угл.

разрешению Р. Чувствительность Р. определяется эфф. площадью антенн. Длина базы Р. ограничена ВЧ-линией связи, к-рая обычно не превышает неск. км. На больших длинах баз (до десятков км) используют ре-трансляц. линии передач. В радиоастрономии для повышения чувствительности измерений сигналы принимают в возможно большей полосе частот Df. Ширины

и положения интерференц. лепестков на разных частотах различны, что приводит к размытию интерференц. картины. И лишь там, где разность хода лучей равна нулю, интерференц. лепестки совпадают. Кол-во интерференц. лепестков обратно пропорционально ширине полосы, N = f /Df. Поэтому при наблюдении ра-диоисточников на Р. проводят компенсацию разности хода сигналов.

Дальнейшим развитием Р. является радиоин-терферометр со сверхдлинной базой. Сигналы, принятые антеннами, когерентно преобразуются и записываются на магнитофоны. Когерентное преобразование сигналов проводится с помощью квантовых стандартов частоты. С их помощью осуществляется и синхронизация записей. Записи считываются с магн. лент спец. процессором, и выделяется коррелиров. сигнал, соответствующий интерференционной картине. В этом случае линия передачи отсутствует и длины баз могут быть сделаны сколь угодно большими. Для компенсации относит. запаздывания сигналы считываются с соответствующей задержкой. Практически все крупные радиоте ескопы мира объединены в единую глобальную радиоинтерференц. сеть. Угл. разрешение сети достигает предельного (в условиях Земли) значения [~10^-4 секунды дуги (на l - 1 см)].

В отличие от обычного телескопа, Р. регистрирует не изображение объекта Т_b(х,у) (Т_b- яркостная температура, х,у - угл. координаты на небесной сфере, связанные с источником), а одну из пространственных гармоник этого изображения

где и и v - пространственные частоты, равные проекциям вектора базы В на оси c и у соответственно, выраженные в длинах волн. Чтобы получить изображение объекта Т_b(х,у), необходимо измерить все гармоники этого изображения, т. е. провести наблюдения объекта на Р. с базами разной длины и ориентации. С помощью обратного преобразования Фурье

получают (синтезируют) изображение объекта. Практически наблюдения на Р. проводят в пределах всей видимости источника над горизонтом - при разных проекциях базы на радиоисточник. Проекция вектора базы описывает на небесной сфере эллипс (рис. 2), к-рый соответствует диапазону пространственных частот данного Р. Далее меняют расстояние между антеннами (Р. с базой пе-рем. длины) и повторяют наблюдения. Для ускорения этого процесса одно-врем. используют неск. антенн. Они образуют п(п - 1)/2 двухэлементных Р. (п - число антенн) и т. о. существенно сокращают время наблюдений. Инструментами этого типа являются система апертурного синтеза (VLA) в Нью-Мексико (США), глобальная сеть Р. и др. (см. Антенна радиотелескопа).

Радиоинтерференц. метод применяется не только для решения астр. задач, но и в геодезии, космич. навигации, для измерений подвижек земных платформ, движения полюсов Земли и т. д.

Литература по радиоинтерферометру

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.