रेडियो दूरबीन और रडार। रेडियो टेलीस्कोप किस लिए हैं?

रेडियो टेलीस्कोप के संचालन का सिद्धांत

2.1.1 एक रेडियो टेलीस्कोप में दो मुख्य तत्व होते हैं: एक एंटीना डिवाइस और एक बहुत ही संवेदनशील रिसीविंग डिवाइस - एक रेडियोमीटर। रेडियोमीटर ऐन्टेना द्वारा प्राप्त रेडियो उत्सर्जन को बढ़ाता है और इसे रिकॉर्डिंग और प्रसंस्करण के लिए सुविधाजनक रूप में परिवर्तित करता है।

रेडियो खगोल विज्ञान (0.1 मिमी से 1000 मीटर तक) में उपयोग की जाने वाली तरंग दैर्ध्य की बहुत विस्तृत श्रृंखला के कारण रेडियो टेलीस्कोप के एंटेना के डिजाइन बहुत विविध हैं। मिमी, सेमी, डीएम और मीटर तरंगों को प्राप्त करने वाले रेडियो टेलीस्कोप के एंटेना सामान्य ऑप्टिकल रिफ्लेक्टरों के दर्पणों के समान अक्सर परवलयिक परावर्तक होते हैं। पैराबोलाइड के फोकस पर एक इरिडिएटर स्थापित किया गया है - एक उपकरण जो रेडियो उत्सर्जन एकत्र करता है, जिसे एक दर्पण द्वारा निर्देशित किया जाता है। विकिरणक प्राप्त ऊर्जा को रेडियोमीटर के इनपुट तक पहुंचाता है, और, प्रवर्धन और पता लगाने के बाद, संकेत एक स्व-रिकॉर्डिंग विद्युत मापने वाले उपकरण के टेप पर दर्ज किया जाता है। आधुनिक रेडियो टेलीस्कोप पर, रेडियोमीटर के आउटपुट से एनालॉग सिग्नल को डिजिटल में परिवर्तित किया जाता है और एक या कई फाइलों के रूप में हार्ड डिस्क पर रिकॉर्ड किया जाता है।

अध्ययन के तहत आकाश के क्षेत्र में एंटेना को निर्देशित करने के लिए, वे आमतौर पर दिगंश माउंट पर लगाए जाते हैं जो दिगंश और ऊंचाई (पूर्ण-घूर्णन एंटेना) में रोटेशन प्रदान करते हैं। ऐसे एंटेना भी हैं जो केवल सीमित घुमाव की अनुमति देते हैं, और पूरी तरह से स्थिर भी। बाद वाले प्रकार (आमतौर पर बहुत बड़े) के एंटेना में रिसेप्शन की दिशा फ़ीड्स को स्थानांतरित करके हासिल की जाती है, जो एंटीना से परिलक्षित रेडियो उत्सर्जन को समझती है।

2.1.2 एक रेडियो टेलीस्कोप के संचालन का सिद्धांत एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप की तुलना में एक फोटोमीटर के समान है। एक रेडियो टेलीस्कोप सीधे एक छवि नहीं बना सकता है, यह केवल उस दिशा से आने वाली विकिरण की ऊर्जा को मापता है जिसमें टेलीस्कोप "दिखता है"। इस प्रकार, एक विस्तारित स्रोत की छवि प्राप्त करने के लिए, रेडियो टेलीस्कोप को प्रत्येक बिंदु पर इसकी चमक को मापना चाहिए।

टेलीस्कोप के एपर्चर द्वारा रेडियो तरंगों के विवर्तन के कारण, बिंदु स्रोत की दिशा का माप कुछ त्रुटि के साथ होता है, जो ऐन्टेना पैटर्न द्वारा निर्धारित होता है और उपकरण के संकल्प पर मौलिक सीमा लगाता है:

कहाँ तरंग दैर्ध्य है और एपर्चर व्यास है। उच्च रिज़ॉल्यूशन आपको अध्ययन के तहत वस्तुओं के बेहतर स्थानिक विवरण देखने की अनुमति देता है। रिज़ॉल्यूशन में सुधार करने के लिए या तो वेवलेंथ को कम करें या एपर्चर को बढ़ाएँ। हालांकि, लघु तरंग दैर्ध्य के उपयोग से दर्पण की सतह की गुणवत्ता की आवश्यकताएं बढ़ जाती हैं। इसलिए, वे आमतौर पर एपर्चर को बढ़ाने के मार्ग का अनुसरण करते हैं। एपर्चर बढ़ाने से दूसरे में भी सुधार होता है महत्वपूर्ण विशेषता- संवेदनशीलता। कम से कम संभव स्रोतों का मज़बूती से पता लगाने के लिए एक रेडियो टेलीस्कोप में उच्च संवेदनशीलता होनी चाहिए। संवेदनशीलता प्रवाह घनत्व में उतार-चढ़ाव के स्तर से निर्धारित होती है:

,

रेडियो टेलीस्कोप की आंतरिक शोर शक्ति कहां है, ऐन्टेना का प्रभावी क्षेत्र (संग्रह सतह) है, आवृत्ति बैंड है, और संकेत संचय समय है। रेडियो दूरबीनों की संवेदनशीलता को बढ़ाने के लिए, उनकी एकत्रित सतह को बढ़ाया जाता है और कम शोर वाले रिसीवर और मैसर, पैरामीट्रिक एम्पलीफायर आदि पर आधारित एम्पलीफायरों का उपयोग किया जाता है।

01.09.2017 13:40 1039

एक रेडियो टेलीस्कोप एक उपकरण है जिसके साथ खगोलविद पृथ्वी से दूर स्थित अंतरिक्ष वस्तुओं का अध्ययन करते हैं। एक पारंपरिक ऑप्टिकल टेलीस्कोप के विपरीत, जांच की जा रही वस्तु को तुरंत नहीं देखा जा सकता है। रेडियो टेलीस्कोप आकाशीय पिंडों के विकिरण को पकड़ता है और प्राप्त सिग्नल को एक विशेष मॉनिटर तक पहुंचाता है।

ऐसा उपकरण बनाने का विचार अमेरिकी भौतिक विज्ञानी कार्ल जान्स्की का है। वायुमंडलीय रेडियो हस्तक्षेप की जांच करते समय, वैज्ञानिक ने अज्ञात मूल की रेडियो तरंगों की खोज की। इसके बाद, यह पता चला कि रेडियो उत्सर्जन का स्रोत हमारी मिल्की वे आकाशगंगा का केंद्र है। इस खोज ने एक नए विज्ञान - रेडियो खगोल विज्ञान का गठन किया, जो विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उपयोग करके आकाशीय पिंडों का अध्ययन करता है।

बाह्य रूप से, एक रेडियो टेलीस्कोप अंतरिक्ष से रेडियो उत्सर्जन प्राप्त करने में सक्षम एक साधारण उपग्रह डिश जैसा दिखता है। ब्रह्मांड में रेडियो उत्सर्जन के स्रोत ग्रह, क्षुद्रग्रह और धूमकेतु हैं। एक रेडियो टेलीस्कोप की मदद से खगोलविद सूर्य और उस पर होने वाली विभिन्न प्रक्रियाओं का निरीक्षण करने में कामयाब रहे। साथ ही, माप डेटा ने हमारे सौर मंडल में ग्रहों के आकार और द्रव्यमान को निर्धारित करने में मदद की।

रेडियो खगोल विज्ञान वेधशालाएँ स्थित हैं अलग कोनेहमारी पृथ्वी। दुनिया का सबसे बड़ा रेडियो टेलीस्कोप रूस के दक्षिण में कराची-चर्केसिया में स्थित है। यह ज़ेलेंचुक रेडियो खगोल विज्ञान वेधशाला परिसर का हिस्सा है।

आधुनिक रेडियो दूरबीनों ने ब्रह्मांड का इतने विस्तार से पता लगाना संभव बना दिया है, जो हाल ही में न केवल रेडियो रेंज में, बल्कि पारंपरिक खगोल विज्ञान में भी संभव सीमा से परे था। दृश्यमान प्रकाश. विभिन्न महाद्वीपों पर स्थित उपकरणों के एकल नेटवर्क में संयुक्त, आपको रेडियो आकाशगंगाओं, क्वासरों, युवा तारा समूहों, ग्रह प्रणालियों का निर्माण करने के बहुत मूल में देखने की अनुमति देता है। अतिरिक्त-लंबी बेसलाइन वाले रेडियो इंटरफेरोमीटर ने "सतर्कता" के मामले में हजारों बार सबसे बड़े ऑप्टिकल टेलीस्कोप को पार कर लिया। उनकी मदद से, कोई न केवल दूर के ग्रहों के आसपास अंतरिक्ष यान की गति को ट्रैक कर सकता है, बल्कि महाद्वीपों के बहाव को सीधे "महसूस" करने सहित हमारे अपने ग्रह की पपड़ी की गतिविधियों का भी अध्ययन कर सकता है। अगली पंक्ति में अंतरिक्ष रेडियो इंटरफेरोमीटर हैं, जो ब्रह्मांड के रहस्यों में और भी गहरी अंतर्दृष्टि की अनुमति देगा।

बाहरी अंतरिक्ष से आने वाले सभी प्रकार के विद्युत चुम्बकीय विकिरण के लिए पृथ्वी का वातावरण पारदर्शी नहीं है। इसमें केवल दो व्यापक "पारदर्शिता की खिड़कियां" हैं। उनमें से एक का केंद्र ऑप्टिकल क्षेत्र पर पड़ता है, जिसमें सूर्य का अधिकतम विकिरण होता है। विकास के परिणामस्वरूप, यह उनके लिए था कि मानव आंख संवेदनशीलता के मामले में अनुकूलित हुई, जो 350 से 700 नैनोमीटर की लंबाई वाली प्रकाश तरंगों को मानती है। (वास्तव में, यह पारदर्शिता खिड़की और भी थोड़ी चौड़ी है - लगभग 300 से 1,000 एनएम तक, यानी यह निकट पराबैंगनी और अवरक्त श्रेणियों को पकड़ती है)। हालाँकि, दृश्यमान प्रकाश की इंद्रधनुषी लकीर ब्रह्मांड के "रंगों" की समृद्धि का एक छोटा सा अंश है। 20वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में, खगोल विज्ञान वास्तव में सर्व-लहर बन गया। प्रौद्योगिकी में प्रगति ने खगोलविदों को स्पेक्ट्रम की नई श्रेणियों में अवलोकन करने की अनुमति दी है। दृश्यमान प्रकाश के लघु तरंग दैर्ध्य पर पराबैंगनी, एक्स-रे और गामा पर्वतमाला होती है। दूसरी तरफ इंफ्रारेड, सबमिलीमीटर और रेडियो बैंड हैं। इन श्रेणियों में से प्रत्येक के लिए, खगोलीय पिंड हैं जो खुद को इसमें सबसे स्पष्ट रूप से प्रकट करते हैं, हालांकि ऑप्टिकल विकिरण में वे कुछ भी बकाया का प्रतिनिधित्व नहीं कर सकते हैं, इसलिए खगोलविदों ने हाल ही में उन्हें नोटिस नहीं किया।

खगोल विज्ञान के स्पेक्ट्रम की सबसे दिलचस्प और सूचनात्मक श्रेणियों में से एक रेडियो तरंगें हैं। भू-आधारित रेडियो खगोल विज्ञान द्वारा रिकॉर्ड किया गया विकिरण 1 मिमी से 30 मीटर 30 मीटर की तरंग दैर्ध्य सीमा में पृथ्वी के वायुमंडल की एक दूसरी और अधिक व्यापक पारदर्शिता खिड़की से गुजरता है। 1 मिमी से कम तरंगों पर, ब्रह्मांडीय विकिरण पूरी तरह से "खा लिया जाता है" ” वायुमंडलीय अणुओं (मुख्य रूप से ऑक्सीजन और जल वाष्प) द्वारा।

रेडियो टेलीस्कोप की मुख्य विशेषता इसका विकिरण पैटर्न है। यह अंतरिक्ष में विभिन्न दिशाओं से आने वाले संकेतों के प्रति यंत्र की संवेदनशीलता को दर्शाता है। एक "शास्त्रीय" परवलयिक ऐन्टेना के लिए, विकिरण पैटर्न में मुख्य लोब होता है, जिसमें पैराबोलॉइड की धुरी के साथ उन्मुख एक शंकु का रूप होता है, और बहुत से (परिमाण के क्रम में) कमजोर पार्श्व लोब होते हैं। एक रेडियो टेलीस्कोप की "सतर्कता", यानी इसका कोणीय संकल्प, विकिरण पैटर्न के मुख्य लोब की चौड़ाई से निर्धारित होता है। आकाश में दो स्रोत, जो एक साथ इस पंखुड़ी के घोल में गिरते हैं, रेडियो टेलीस्कोप के लिए एक में विलीन हो जाते हैं। इसलिए, विकिरण पैटर्न की चौड़ाई आकाशीय रेडियो स्रोत के सबसे छोटे विवरण के आकार को निर्धारित करती है, जिसे अभी भी अलग-अलग पहचाना जा सकता है।

टेलीस्कोप निर्माण के लिए एक सार्वभौमिक नियम कहता है कि ऐन्टेना का रिज़ॉल्यूशन टेलीस्कोप दर्पण के व्यास के तरंग दैर्ध्य के अनुपात से निर्धारित होता है। इसलिए, "सतर्कता" बढ़ाने के लिए, टेलीस्कोप बड़ा होना चाहिए, और तरंग दैर्ध्य छोटा होना चाहिए। लेकिन जैसा कि किस्मत में होगा, रेडियो टेलीस्कोप इलेक्ट्रोमैग्नेटिक स्पेक्ट्रम की सबसे लंबी तरंग दैर्ध्य के साथ काम करते हैं। इस वजह से, दर्पणों का विशाल आकार भी उच्च रिज़ॉल्यूशन प्राप्त करने की अनुमति नहीं देता है। 5 मीटर के दर्पण व्यास वाला सबसे बड़ा आधुनिक ऑप्टिकल टेलीस्कोप केवल 0.02 आर्कसेकंड की दूरी पर तारों को भेद नहीं सकता है। लगभग एक मिनट के चाप का विवरण नग्न आंखों से देखा जा सकता है। और 2 सेमी के तरंग दैर्ध्य पर 20 मीटर के व्यास वाला एक रेडियो टेलीस्कोप तीन गुना बदतर, लगभग 3 चाप मिनट का संकल्प देता है। एक शौकिया कैमरे द्वारा लिए गए आकाश के एक हिस्से के स्नैपशॉट में एक ही रेडियो टेलीस्कोप द्वारा प्राप्त उसी क्षेत्र के रेडियो उत्सर्जन मानचित्र की तुलना में अधिक विवरण होता है।

एक व्यापक विकिरण पैटर्न न केवल दूरबीन की दृश्य तीक्ष्णता को सीमित करता है, बल्कि देखी गई वस्तुओं के निर्देशांक को निर्धारित करने की सटीकता को भी सीमित करता है। इस बीच, विद्युत चुम्बकीय विकिरण की विभिन्न श्रेणियों में किसी वस्तु की टिप्पणियों की तुलना करने के लिए सटीक निर्देशांक की आवश्यकता होती है, जो कि आधुनिक खगोल भौतिकी अनुसंधान की एक अनिवार्य आवश्यकता है। इसलिए, रेडियो खगोलविदों ने हमेशा सबसे बड़ा संभावित एंटेना बनाने का प्रयास किया है। और, आश्चर्यजनक रूप से, रेडियो खगोल विज्ञान संकल्प में ऑप्टिकल से बहुत आगे निकल गया।

एकल में रिकॉर्ड धारक

पूरी तरह से घूमने योग्य परवलयिक एंटेना ऑप्टिकल परावर्तक दूरबीनों के एनालॉग रेडियो खगोल विज्ञान एंटेना की पूरी विविधता से संचालन में सबसे अधिक लचीले निकले। उन्हें आकाश में किसी भी बिंदु पर निर्देशित किया जा सकता है, रेडियो स्रोत "सिग्नल जमा करें" का पालन करें, जैसा कि रेडियो खगोलविद कहते हैं, और इस तरह टेलीस्कोप की संवेदनशीलता में वृद्धि होती है, सभी की पृष्ठभूमि के खिलाफ ब्रह्मांडीय स्रोतों से बहुत कमजोर संकेतों को अलग करने की इसकी क्षमता शोर के प्रकार। 1957 में ब्रिटिश जोडरेल बैंक ऑब्जर्वेटरी में 76 मीटर के व्यास के साथ पहला बड़ा पूर्ण-मोड़ वाला पैराबोलॉइड बनाया गया था। और आज, ग्रीन बैंक ऑब्जर्वेटरी (यूएसए) में दुनिया के सबसे बड़े मोबाइल एंटीना के डिश का आयाम 100 गुणा 110 मीटर है और यह व्यावहारिक रूप से एकल मोबाइल रेडियो टेलीस्कोप की सीमा है। व्यास में वृद्धि के तीन महत्वपूर्ण परिणाम होते हैं: दो अच्छे और एक बुरे। सबसे पहले, हमारे लिए सबसे महत्वपूर्ण बात यह है कि कोणीय संकल्प व्यास के अनुपात में बढ़ता है। दूसरे, संवेदनशीलता बढ़ती है, और बहुत तेजी से, दर्पण के क्षेत्र के अनुपात में, यानी व्यास का वर्ग। और, तीसरा, लागत और भी तेज़ी से बढ़ती है, जो एक दर्पण टेलीस्कोप (ऑप्टिकल और रेडियो दोनों) के मामले में इसके मुख्य दर्पण के व्यास के घन के लगभग आनुपातिक होती है।

मुख्य कठिनाइयाँ गुरुत्वाकर्षण की क्रिया के तहत दर्पण के विरूपण से जुड़ी हैं। टेलीस्कोप दर्पण के लिए स्पष्ट रूप से रेडियो तरंगों पर ध्यान केंद्रित करने के लिए, एक आदर्श परवलयिक सतह से सतह का विचलन तरंग दैर्ध्य के दसवें हिस्से से अधिक नहीं होना चाहिए। कई मीटर या डेसीमीटर की तरंग दैर्ध्य के लिए ऐसी सटीकता आसानी से प्राप्त की जाती है। लेकिन कम सेंटीमीटर और मिलीमीटर तरंग दैर्ध्य पर, आवश्यक सटीकता पहले से ही एक मिलीमीटर का दसवां हिस्सा है। अपने स्वयं के वजन और हवा के भार के तहत संरचनात्मक विकृतियों के कारण, 150 मीटर से अधिक के व्यास के साथ एक पूर्ण-घूर्णन परवलयिक टेलीस्कोप बनाना लगभग असंभव है। 305 मीटर के व्यास के साथ सबसे बड़ा फिक्स्ड डिश Arecibo वेधशाला में बनाया गया था, प्यूर्टो रिको। लेकिन कुल मिलाकर, रेडियो टेलीस्कोप के निर्माण में गिगेंटोमैनिया के युग का अंत हो गया है। मेक्सिको में, सिएरा नेग्रा पर्वत पर, 4,600 मीटर की ऊँचाई पर, मिलीमीटर वेव ऑपरेशन के लिए 50 मीटर के एंटीना का निर्माण पूरा किया जा रहा है। शायद यह दुनिया में बनाया गया आखिरी बड़ा सिंगल एंटीना है।

रेडियो स्रोतों की संरचना के विवरण को देखने के लिए, अन्य दृष्टिकोणों की आवश्यकता होती है, जिन्हें हमें पता लगाना होता है।

परिचालन सिद्धांत

किसी प्रेक्षित वस्तु द्वारा उत्सर्जित रेडियो तरंगें अंतरिक्ष में फैलती हैं, विद्युत और चुंबकीय क्षेत्रों में आवधिक परिवर्तन उत्पन्न करती हैं। एक परवलयिक एंटीना उस पर पड़ने वाली रेडियो तरंगों को एक बिंदु फोकस पर एकत्रित करता है। जब कई विद्युत चुम्बकीय तरंगें एक बिंदु से गुजरती हैं, तो वे हस्तक्षेप करती हैं, अर्थात उनके क्षेत्र जुड़ जाते हैं। यदि तरंगें चरण में आती हैं तो वे एक-दूसरे को बढ़ाती हैं, विरोधी चरण में वे कमजोर हो जाती हैं, पूर्ण शून्य तक। एक परवलयिक दर्पण की ख़ासियत यह है कि एक स्रोत से सभी तरंगें एक चरण में ध्यान केंद्रित करती हैं और एक दूसरे को जितना संभव हो उतना प्रवर्धित करती हैं! सभी दर्पण दूरदर्शी की कार्यप्रणाली इसी विचार पर आधारित है।

फोकस पर एक उज्ज्वल स्थान दिखाई देता है, और एक रिसीवर आमतौर पर यहां रखा जाता है, जो टेलीस्कोप के विकिरण पैटर्न की सीमाओं के भीतर कब्जा कर लिया गया विकिरण की कुल तीव्रता को मापता है। ऑप्टिकल एस्ट्रोनॉमी के विपरीत, एक रेडियो टेलीस्कोप आकाश के एक हिस्से की तस्वीर नहीं ले सकता है। प्रत्येक क्षण, यह केवल एक दिशा से आने वाले विकिरण का पता लगाता है। मोटे तौर पर, एक रेडियो टेलीस्कोप सिंगल-पिक्सेल कैमरे की तरह काम करता है। एक छवि बनाने के लिए, किसी को बिंदु से रेडियो स्रोत को स्कैन करना होगा। (हालांकि, मेक्सिको में निर्माणाधीन मिलीमीटर रेडियो टेलीस्कोप में फोकस में एक रेडियोमीटर सरणी है और अब "एकल-पिक्सेल" नहीं है।)

टीम खेल

हालाँकि, आप इसे अलग तरीके से कर सकते हैं। सभी किरणों को एक बिंदु पर लाने के बजाय, हम उनमें से प्रत्येक द्वारा उत्पन्न विद्युत क्षेत्र दोलनों को दर्पण की सतह पर (या किसी अन्य बिंदु पर जिसके माध्यम से एक ही किरण गुजरती है) माप सकते हैं और रिकॉर्ड कर सकते हैं, और फिर इन रिकॉर्डों को "जोड़" सकते हैं एक कंप्यूटर डिवाइस प्रोसेसिंग में, उस दूरी के अनुरूप फेज शिफ्ट को ध्यान में रखते हुए, जिसमें प्रत्येक तरंग को ऐन्टेना के काल्पनिक फोकस की यात्रा करनी थी। इस सिद्धांत के अनुसार काम करने वाले उपकरण को इंटरफेरोमीटर कहा जाता है, हमारे मामले में, रेडियो इंटरफेरोमीटर।

इंटरफेरोमीटर विशाल एक-टुकड़ा एंटेना बनाने की आवश्यकता को समाप्त करते हैं। इसके बजाय, दर्जनों, सैकड़ों या यहां तक ​​कि हजारों एंटेना को एक दूसरे के बगल में रखा जा सकता है और उनके द्वारा प्राप्त संकेतों को संयुक्त किया जा सकता है। ऐसे टेलीस्कोप को इन-फेज एरेज़ कहा जाता है। हालाँकि, वे अभी भी "सतर्कता" की समस्या का समाधान नहीं करते हैं, इसके लिए एक और कदम उठाने की आवश्यकता है।

जैसा कि आपको याद है, जैसे-जैसे एक रेडियो टेलीस्कोप का आकार बढ़ता है, इसकी संवेदनशीलता इसके रेजोल्यूशन की तुलना में बहुत तेजी से बढ़ती है। इसलिए, हम जल्दी से खुद को एक ऐसी स्थिति में पाते हैं जहां रिकॉर्ड किए गए सिग्नल की शक्ति पर्याप्त से अधिक होती है, और कोणीय संकल्प में कमी होती है। और फिर सवाल उठता है: "हमें एंटेना की ठोस सरणी की आवश्यकता क्यों है? क्या इसे पतला नहीं किया जा सकता?" यह पता चला कि यह संभव है! इस विचार को "एपर्चर सिंथेसिस" कहा जाता है, क्योंकि एक बड़े व्यास के दर्पण को एक बड़े क्षेत्र में रखे गए कई अलग-अलग स्वतंत्र एंटेना से "संश्लेषित" किया जाता है। इस तरह के "सिंथेटिक" उपकरण का संकल्प व्यक्तिगत एंटेना के व्यास से नहीं, बल्कि उनके बीच की दूरी - रेडियो इंटरफेरोमीटर के आधार से निर्धारित होता है। बेशक, कम से कम तीन एंटेना होने चाहिए, और उन्हें एक सीधी रेखा में स्थित नहीं होना चाहिए। अन्यथा, रेडियो व्यतिकरणमापी का विभेदन अत्यंत विषम होगा। यह केवल उस दिशा में ऊंचा होगा जिस दिशा में एंटेना स्थित हैं। अनुप्रस्थ दिशा में, संकल्प अभी भी अलग-अलग एंटेना के आकार से निर्धारित किया जाएगा।

1970 के दशक की शुरुआत में इस रास्ते पर रेडियो खगोल विज्ञान का विकास शुरू हुआ। इस समय के दौरान, कई बड़े मल्टी-एंटीना इंटरफेरोमीटर बनाए गए। उनमें से कुछ में निश्चित एंटेना होते हैं, जबकि अन्य पृथ्वी की सतह के साथ-साथ विभिन्न "कॉन्फ़िगरेशन" में अवलोकन करने के लिए आगे बढ़ सकते हैं। इस तरह के इंटरफेरोमीटर एकल रेडियो टेलीस्कोप की तुलना में बहुत अधिक रिज़ॉल्यूशन वाले रेडियो स्रोतों के "संश्लेषित" मानचित्र बनाते हैं: सेंटीमीटर तरंगों पर यह 1 चाप सेकंड तक पहुंचता है, और यह पहले से ही पृथ्वी के वायुमंडल के माध्यम से देखने पर ऑप्टिकल टेलीस्कोप के रिज़ॉल्यूशन के बराबर है।

इस प्रकार की सबसे प्रसिद्ध प्रणाली, वेरी लार्ज एरे (वीएलए), 1980 में यूएस नेशनल रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी में बनाई गई थी। इसके 27 परवलयिक एंटेना, प्रत्येक 25 मीटर व्यास और 209 टन वजन के साथ, तीन रेडियल रेल पटरियों के साथ चलते हैं और 21 किमी तक की दूरी पर इंटरफेरोमीटर के केंद्र से दूर जा सकते हैं।

अन्य प्रणालियां भी आज काम कर रही हैं: नीदरलैंड में वेस्टरबर्क (25 मीटर के व्यास के साथ 14 एंटेना), ऑस्ट्रेलिया में एटीसीए (22 मीटर प्रत्येक के 6 एंटेना), यूके में मर्लिन। में अंतिम प्रणालीदेश भर में फैले 6 अन्य उपकरणों के साथ-साथ 76 मीटर का प्रसिद्ध टेलीस्कोप भी शामिल है। रूस में (ब्यूरेटिया में) साइबेरियन सोलर रेडियो इंटरफेरोमीटर बनाया गया है, रेडियो रेंज में सूर्य के परिचालन अध्ययन के लिए एंटेना की एक विशेष प्रणाली।

एक ग्लोब का आकार

1965 में, सोवियत वैज्ञानिक एल.आई. मतविनेको, एन.एस. कर्दाशेव, जी.बी. शोलोमित्स्की ने प्रत्येक इंटरफेरोमीटर ऐन्टेना पर डेटा को स्वतंत्र रूप से रिकॉर्ड करने और फिर उन्हें संयुक्त रूप से संसाधित करने का प्रस्ताव दिया, जैसे कि कंप्यूटर पर हस्तक्षेप की घटना का अनुकरण करना। यह एंटेना को मनमाने ढंग से लंबी दूरी तक फैलाने की अनुमति देता है। इसलिए, विधि को बहुत लंबी बेसलाइन रेडियो इंटरफेरोमेट्री (वीएलबीआई) कहा जाता था और 1970 के दशक की शुरुआत से इसका सफलतापूर्वक उपयोग किया जाता रहा है। प्रयोगों में हासिल की गई आधार लंबाई 12.2 हजार किमी है, और लगभग 3 मिमी की तरंग दैर्ध्य पर संकल्प 0.00008'' तक पहुंचता है, जो बड़े ऑप्टिकल टेलीस्कोप की तुलना में अधिक परिमाण के तीन आदेश हैं। यह संभावना नहीं है कि इस परिणाम में पृथ्वी पर काफी सुधार होगा, क्योंकि आधार का आकार हमारे ग्रह के व्यास द्वारा सीमित है।

वर्तमान में, अंतरमहाद्वीपीय रेडियो इंटरफेरोमीटर के कई नेटवर्क द्वारा व्यवस्थित अवलोकन किए जाते हैं। संयुक्त राज्य अमेरिका में, एक प्रणाली बनाई गई है जिसमें 25 मीटर के औसत व्यास के साथ 10 रेडियो टेलीस्कोप शामिल हैं, जो हवाई और वर्जिन द्वीप समूह पर देश के महाद्वीपीय भाग में स्थित हैं। यूरोप में, वीएलबीआई प्रयोगों के लिए, मेडिसीना (इटली) में 100 मीटर बॉन टेलीस्कोप और 32 मीटर टेलीस्कोप, मर्लिन इंटरफेरोमीटर, वेस्टरबर्क और अन्य उपकरणों को नियमित रूप से जोड़ा जाता है। इस प्रणाली को ईवीएन कहा जाता है। एस्ट्रोमेट्री और जियोडेसी आईवीएस के लिए रेडियो टेलीस्कोप का एक वैश्विक नेटवर्क भी है। और हाल ही में, रूस ने लेनिनग्राद क्षेत्र, उत्तरी काकेशस और बुरातिया में स्थित तीन 32-मीटर एंटेना के अपने स्वयं के इंटरफेरोमेट्रिक नेटवर्क "क्वाज़र" का संचालन शुरू किया। यह ध्यान रखना महत्वपूर्ण है कि टेलीस्कोप वीएलबीआई नेटवर्क से सख्ती से जुड़े नहीं हैं। उन्हें स्टैंडअलोन या नेटवर्क के बीच स्विच किया जा सकता है।

बहुत लंबी बेसलाइन इंटरफेरोमेट्री के लिए बहुत उच्च माप सटीकता की आवश्यकता होती है: एक तरंग दैर्ध्य के एक अंश की सटीकता के साथ विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र के मैक्सिमा और मिनिमा के स्थानिक वितरण को ठीक करना आवश्यक है, जो कि एक सेंटीमीटर के अंशों के लिए छोटी तरंगों के लिए है। और उच्चतम सटीकता के साथ, उन समय बिंदुओं को नोट करें जिन पर प्रत्येक एंटीना पर माप लिया गया था। परमाणु आवृत्ति मानकों का उपयोग वीएलबीआई प्रयोगों में अतिसटीक घड़ियों के रूप में किया जाता है।

लेकिन ऐसा मत सोचो कि रेडियो इंटरफेरोमीटर का कोई नुकसान नहीं है। एक ठोस परवलयिक एंटीना के विपरीत, एक इंटरफेरोमीटर के डायरेक्टिविटी पैटर्न में एक मुख्य लोब के बजाय तुलनीय आकार के सैकड़ों और हजारों संकीर्ण लोब होते हैं। इस तरह के विकिरण पैटर्न के साथ एक स्रोत मानचित्र बनाना एक कंप्यूटर कीबोर्ड को उँगलियों से छूने जैसा है। छवि बहाली एक जटिल और, इसके अलावा, "गलत" (अर्थात, माप परिणामों में छोटे बदलावों के लिए अस्थिर) समस्या है, जिसे, हालांकि, रेडियो खगोलविदों ने हल करना सीख लिया है।

रेडियो इंटरफेरोमेट्री की उपलब्धियां

एक चाप सेकंड के हजारवें हिस्से के कोणीय संकल्प के साथ रेडियो इंटरफेरोमीटर ने ब्रह्मांड के सबसे शक्तिशाली "रेडियो बीकन" के अंतरतम क्षेत्रों में "देखा" है - रेडियो आकाशगंगाएं और क्वासर, जो रेडियो रेंज में दसियों लाख गुना अधिक तीव्र उत्सर्जन करते हैं। सामान्य आकाशगंगाओं की तुलना में। उनके आंदोलन की गति को मापने के लिए आकाशगंगाओं और क्वासरों के नाभिक से प्लाज्मा बादलों को कैसे निकाला जाता है, यह "देखना" संभव था, जो प्रकाश की गति के करीब निकला।

हमारी गैलेक्सी में कई दिलचस्प चीजें खोजी गईं। युवा सितारों के आसपास के क्षेत्र में, मेसर रेडियो उत्सर्जन के स्रोत (मेज़र एक ऑप्टिकल लेजर का एक एनालॉग है, लेकिन रेडियो रेंज में) पानी, हाइड्रॉक्सिल (ओएच), और मेथनॉल (सीएच 3 ओएच) की वर्णक्रमीय रेखाओं में पाए गए हैं। ) अणु। लौकिक पैमाने पर, स्रोत बहुत छोटे हैं - सौर मंडल से भी छोटे। इंटरफेरोमीटर द्वारा प्राप्त रेडियो मानचित्रों पर अलग-अलग चमकीले धब्बे ग्रहों के भ्रूण हो सकते हैं।

ऐसे मेसर्स अन्य आकाशगंगाओं में भी पाए गए हैं। कई वर्षों में मैसर स्पॉट की स्थिति में परिवर्तन, पड़ोसी आकाशगंगा M33 में तारामंडल त्रिभुज में देखा गया, पहली बार आकाश में इसके घूमने और गति की गति का सीधे अनुमान लगाना संभव हो गया। मापा विस्थापन नगण्य हैं, उनकी गति मंगल की सतह पर रेंगने वाले घोंघे की गति से कई हजार गुना कम है, जो एक सांसारिक पर्यवेक्षक को दिखाई देता है। इस तरह का एक प्रयोग अभी भी ऑप्टिकल खगोल विज्ञान की क्षमताओं से परे है: अंतरिक्ष दूरी पर अलग-अलग वस्तुओं के उचित आंदोलनों को ध्यान में रखना इसकी शक्ति से परे है।

अंत में, इंटरफेरोमेट्रिक अवलोकनों ने सुपरमैसिव ब्लैक होल के अस्तित्व के लिए नए साक्ष्य प्रदान किए हैं। सक्रिय आकाशगंगा NGC 4258 के कोर के आसपास, पदार्थ के गुच्छों की खोज की गई जो तीन प्रकाश वर्ष से अधिक की त्रिज्या वाली कक्षाओं में गति करते हैं, जबकि उनकी गति हजारों किलोमीटर प्रति सेकंड तक पहुंचती है। इसका मतलब है कि आकाशगंगा के केंद्रीय पिंड का द्रव्यमान कम से कम एक अरब सौर द्रव्यमान है, और यह एक ब्लैक होल के अलावा और कुछ नहीं हो सकता है।

पूरी लाइनसौर मंडल में प्रेक्षणों के दौरान वीएलबीआई पद्धति द्वारा प्राप्त दिलचस्प परिणाम। कम से कम अब तक के सबसे सटीक मात्रात्मक परीक्षण से शुरुआत करें सामान्य सिद्धांतसापेक्षता। इंटरफेरोमीटर ने सूर्य के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में रेडियो तरंगों के विचलन को प्रतिशत के सौवें हिस्से की सटीकता के साथ मापा। यह ऑप्टिकल टिप्पणियों की अनुमति से अधिक सटीक परिमाण के दो आदेश हैं।

अन्य ग्रहों का अध्ययन करने वाले अंतरिक्ष यान की गति को ट्रैक करने के लिए ग्लोबल रेडियो इंटरफेरोमीटर का भी उपयोग किया जाता है। पहली बार ऐसा प्रयोग 1985 में किया गया था, जब सोवियत वाहनों "वेगा -1" और "-2" ने शुक्र के वातावरण में गुब्बारे गिराए थे। टिप्पणियों ने लगभग 70 मीटर/सेकेंड की गति से ग्रह के वायुमंडल के तीव्र संचलन की पुष्टि की, अर्थात 6 दिनों में ग्रह के चारों ओर एक चक्कर लगाया। यह आश्यर्चजनक तथ्यजो अभी स्पष्टीकरण का इंतजार कर रहा है।

पिछले साल, शनि के चंद्रमा टाइटन पर ह्यूजेंस अंतरिक्ष यान के उतरने के साथ ही विभिन्न महाद्वीपों पर 18 रेडियो दूरबीनों के नेटवर्क से जुड़े इसी तरह के अवलोकन। 1.2 बिलियन किमी की दूरी से, उन्होंने ट्रैक किया कि कैसे टाइटन के वातावरण में उपकरण दसियों किलोमीटर की सटीकता के साथ चलता है! यह व्यापक रूप से ज्ञात नहीं है कि ह्यूजेंस लैंडिंग के दौरान लगभग आधी वैज्ञानिक जानकारी खो गई थी। जांच ने कैसिनी स्टेशन के माध्यम से डेटा प्रसारित किया, जो इसे शनि तक ले गया। विश्वसनीयता के लिए, दो निरर्थक डेटा ट्रांसमिशन चैनल प्रदान किए गए। हालाँकि, लैंडिंग से कुछ समय पहले, उन पर अलग-अलग जानकारी प्रसारित करने का निर्णय लिया गया। लेकिन सबसे महत्वपूर्ण क्षण में, अभी तक अस्पष्टीकृत विफलता के कारण, कैसिनी पर रिसीवरों में से एक चालू नहीं हुआ, और आधे चित्र गायब हो गए। और उनके साथ, टाइटन के वातावरण में हवा की गति के आंकड़े भी गायब हो गए, जो डिस्कनेक्ट किए गए चैनल पर प्रसारित किए गए थे। सौभाग्य से, नासा इसे सुरक्षित खेलने में कामयाब रहा - ह्यूजेंस का वंश एक वैश्विक रेडियो इंटरफेरोमीटर द्वारा पृथ्वी से देखा गया। यह, जाहिरा तौर पर, टाइटन के वातावरण की गतिशीलता पर लापता डेटा को बचाएगा। इस प्रयोग के परिणाम अभी भी यूरोपीय संयुक्त रेडियो इंटरफेरोमेट्रिक संस्थान में संसाधित किए जा रहे हैं, और वैसे, हमारे हमवतन लियोनिद गुरविट्स और सर्गेई पोगरेबेंको ऐसा कर रहे हैं।

पृथ्वी के लिए वीएलबीआई
रेडियो इंटरफेरोमेट्री की विधि में विशुद्ध रूप से व्यावहारिक अनुप्रयोग भी व्यर्थ नहीं हैं, उदाहरण के लिए, सेंट पीटर्सबर्ग में, रूसी एकेडमी ऑफ साइंसेज के एप्लाइड एस्ट्रोनॉमी संस्थान इस विषय से संबंधित है। वीएलबीआई अवलोकन न केवल रेडियो स्रोतों के निर्देशांक को एक चाप सेकंड के दस हजारवें हिस्से की सटीकता के साथ निर्धारित करना संभव बनाता है, बल्कि एक मिलीमीटर से बेहतर सटीकता के साथ पृथ्वी पर रेडियो टेलीस्कोप की स्थिति को मापने के लिए भी संभव बनाता है। यह बदले में, उच्चतम सटीकता के साथ पृथ्वी के घूर्णन और गतियों में भिन्नता को ट्रैक करना संभव बनाता है। भूपर्पटी.

उदाहरण के लिए, यह VLBI के उपयोग के साथ था कि महाद्वीपों की गति की प्रयोगात्मक रूप से पुष्टि की गई थी। आज ऐसे आंदोलनों का पंजीकरण पहले से ही एक नियमित मामला बन गया है। सुदूर रेडियो आकाशगंगाओं के इंटरफेरोमेट्रिक अवलोकनों ने पृथ्वी की भूकंपीय ध्वनि के साथ-साथ भूभौतिकी के शस्त्रागार में मजबूती से प्रवेश किया है। उनके लिए धन्यवाद, पृथ्वी की पपड़ी के विरूपण के कारण एक दूसरे के सापेक्ष स्टेशनों के आवधिक विस्थापन को मज़बूती से दर्ज किया जाता है। इसके अलावा, न केवल लंबी अवधि के ठोस-राज्य ज्वार (पहली बार वीएलबीआई विधि द्वारा दर्ज किए गए) पर ध्यान दिया जाता है, बल्कि वायुमंडलीय दबाव, समुद्र में पानी के वजन और परिवर्तन के प्रभाव में होने वाले विक्षेपण भी नोट किए जाते हैं। भूजल का वजन।

दुनिया में पृथ्वी के घूमने के मापदंडों को निर्धारित करने के लिए, आकाशीय रेडियो स्रोतों के दैनिक अवलोकन किए जाते हैं, जो एस्ट्रोमेट्री और जियोडेसी आईवीएस के लिए अंतर्राष्ट्रीय वीएलबीआई सेवा द्वारा समन्वित होते हैं। प्राप्त आंकड़ों का उपयोग, विशेष रूप से, ग्लोबल पोजिशनिंग सिस्टम जीपीएस के उपग्रहों के कक्षीय विमानों के बहाव का पता लगाने के लिए किया जाता है। वीएलबीआई अवलोकनों से प्राप्त उचित सुधारों की शुरूआत के बिना, जीपीएस सिस्टम में देशांतर का निर्धारण करने में त्रुटि अब की तुलना में बड़े परिमाण के आदेश होंगे। एक मायने में, वीएलबीआई जीपीएस नेविगेशन के लिए वही भूमिका निभाता है जो 18वीं शताब्दी में स्टार नेविगेशन के लिए सटीक समुद्री क्रोनोमीटर ने निभाई थी। इंटरप्लेनेटरी स्पेस स्टेशनों के सफल नेविगेशन के लिए पृथ्वी के घूमने के मापदंडों का सटीक ज्ञान भी आवश्यक है।

लियोनिद पेट्रोव, अंतरिक्ष उड़ानों के लिए केंद्र। गोडार्ड, नासा

भविष्य के उपकरण

कम से कम अगली आधी शताब्दी के लिए, रेडियो खगोल विज्ञान के विकास की सामान्य रेखा हमेशा बड़े एपर्चर संश्लेषण प्रणालियों का निर्माण होगी - डिज़ाइन किए जा रहे सभी बड़े उपकरण इंटरफेरोमीटर हैं। इस प्रकार, चिली में चजनंतोर पठार पर, कई यूरोपीय और अमेरिकी देशों के संयुक्त प्रयासों ने ALMA (अटाकामा लार्ज मिलिमीटर एरे) मिलीमीटर-वेव एंटीना सिस्टम का निर्माण शुरू किया। कुल मिलाकर, 0.35 से 10 मिमी तक ऑपरेटिंग तरंग दैर्ध्य रेंज के साथ 12 मीटर के व्यास के साथ 64 एंटेना होंगे। ALMA एंटेना के बीच की सबसे लंबी दूरी 14 किमी होगी। बहुत शुष्क जलवायु के कारण और अधिक ऊंचाई परसमुद्र तल से ऊपर (5100 मीटर), सिस्टम एक मिलीमीटर से कम तरंगों पर निरीक्षण करने में सक्षम होगा। अन्य स्थानों पर और कम ऊंचाई पर, हवा में जलवाष्प द्वारा ऐसे विकिरण के अवशोषण के कारण यह संभव नहीं है। अल्मा का निर्माण 2011 तक पूरा हो जाएगा।

यूरोपीय एपर्चर सिंथेसिस सिस्टम LOFAR 1.2 से 10 मीटर तक लंबे तरंग दैर्ध्य पर काम करेगा। यह अगले तीन वर्षों के भीतर चालू हो जाएगा। यह एक बहुत ही रोचक परियोजना है: लागत को कम रखने के लिए, यह सबसे सरल निश्चित एंटेना का उपयोग करता है - सिग्नल एम्पलीफायर के साथ लगभग 1.5 मीटर ऊंची धातु की छड़ के पिरामिड। लेकिन सिस्टम में ऐसे 25 हजार एंटेना होंगे। वे उन समूहों में एकजुट होंगे जिन्हें पूरे हॉलैंड में "घुमावदार" की किरणों के साथ रखा जाएगा पाँच नुकीला तारा» लगभग 350 किमी के व्यास के साथ। प्रत्येक एंटीना पूरे दृश्यमान आकाश से संकेत प्राप्त करेगा, लेकिन उनके संयुक्त कंप्यूटर प्रसंस्करण से उन लोगों को अलग करना संभव हो जाएगा जो वैज्ञानिकों के लिए रुचि की दिशाओं से आए थे। इस मामले में, इंटरफेरोमीटर का एक डायरेक्टिविटी पैटर्न विशुद्ध रूप से कम्प्यूटेशनल माध्यमों से बनता है, जिसकी चौड़ाई कम से कम तरंग दैर्ध्य में 1 चाप सेकंड होगी। सिस्टम के संचालन के लिए भारी मात्रा में गणना की आवश्यकता होगी, लेकिन आज के कंप्यूटरों के लिए यह काफी व्यवहार्य कार्य है। इस समस्या के समाधान के लिए पिछले साल यूरोप के सबसे शक्तिशाली सुपरकंप्यूटर IBM Blue Gene/L को 12,288 प्रोसेसर के साथ हॉलैंड में स्थापित किया गया था। इसके अलावा, उपयुक्त सिग्नल प्रोसेसिंग (और भी अधिक कंप्यूटर शक्ति की आवश्यकता) के साथ, LOFAR एक साथ कई और कई वस्तुओं का निरीक्षण करने में सक्षम होगा!

लेकिन निकट भविष्य की सबसे महत्वाकांक्षी परियोजना एसकेए (स्क्वायर किलोमीटर एरे स्क्वायर किलोमीटर सिस्टम) है। इसके एंटेना का कुल क्षेत्रफल लगभग 1 किमी 2 होगा, और उपकरण की लागत एक अरब डॉलर आंकी गई है। एसकेए परियोजना अभी भी विकास के प्रारंभिक चरण में है। चर्चा के तहत मुख्य डिजाइन विकल्प कई मीटर के व्यास वाले हजारों एंटेना हैं, जो 3 मिमी से 5 मीटर की सीमा में काम कर रहे हैं। इसके अलावा, उनमें से आधे को 5 किमी के व्यास वाले खंड में स्थापित करने की योजना है, और बाकी को काफी दूरियों में फैलाना है। चीनी वैज्ञानिकों ने एक वैकल्पिक योजना का प्रस्ताव दिया - अरेसीबो टेलीस्कोप के समान 500 मीटर के व्यास के साथ 8 निश्चित दर्पण। उन्हें रखने के लिए उपयुक्त सूखी झीलों का भी प्रस्ताव किया गया है। हालांकि, सितंबर में, चीन एक विशाल टेलीस्कोप की मेजबानी करने वाले देशों की सूची से बाहर हो गया। अब मुख्य संघर्ष ऑस्ट्रेलिया और दक्षिण अफ्रीका के बीच सामने आएगा।

और पूरी दुनिया काफी नहीं है

भू-आधारित व्यतिकरणमापी के आधार को बढ़ाने की संभावनाएं व्यावहारिक रूप से समाप्त हो चुकी हैं। भविष्य अंतरिक्ष में इंटरफेरोमीटर एंटेना का प्रक्षेपण है, जहां हमारे ग्रह के आकार से जुड़े कोई प्रतिबंध नहीं हैं। ऐसा प्रयोग पहले भी किया जा चुका है। फरवरी 1997 में, जापानी उपग्रह HALCA लॉन्च किया गया था, जिसने नवंबर 2003 तक काम किया और अंतर्राष्ट्रीय परियोजना VSOP (VLBI स्पेस ऑब्जर्वेटरी प्रोग्राम स्पेस ऑब्जर्वेटरी प्रोग्राम VLBI) के विकास में पहला चरण पूरा किया। उपग्रह में एक छतरी के आकार का एंटीना 8 मीटर व्यास का था और एक अण्डाकार पृथ्वी की कक्षा में संचालित होता था जो पृथ्वी के व्यास का तीन गुना आधार प्रदान करता था। कई एक्सट्रैगैलेक्टिक रेडियो स्रोतों की छवियां आर्क सेकेंड के हजारवें हिस्से के संकल्प के साथ प्राप्त की गईं। अंतरिक्ष इंटरफेरोमेट्री प्रयोग का अगला चरण, वीएसओपी-2, 2011-2012 में शुरू करने की योजना है। भौतिक संस्थान के एस्ट्रोस्पेस सेंटर द्वारा रेडियोएस्ट्रोन परियोजना के ढांचे के भीतर इस प्रकार का एक और उपकरण बनाया जा रहा है। पीएन लेबेदेव आरएएस अन्य देशों के वैज्ञानिकों के साथ मिलकर। रेडियोएस्ट्रॉन उपग्रह में 10 मीटर के व्यास के साथ एक परवलयिक दर्पण होगा। लॉन्च के दौरान, यह मुड़ा हुआ अवस्था में होगा, और कक्षा में प्रवेश करने के बाद, यह चारों ओर घूमेगा। रेडियोएस्ट्रोन 1.2 से 92 सेमी तक कई तरंग दैर्ध्य के लिए रिसीवर से लैस होगा।पुशिनो (रूस), कैनबरा (ऑस्ट्रेलिया) और ग्रीन बैंक (यूएसए) में रेडियो टेलीस्कोप का उपयोग अंतरिक्ष इंटरफेरोमीटर के ग्राउंड-आधारित एंटेना के रूप में किया जाएगा। 350,000 किमी के एपोजी के साथ उपग्रह की कक्षा बहुत लंबी होगी। सबसे कम तरंग दैर्ध्य पर इस तरह के एक इंटरफेरोमीटर आधार के साथ, रेडियो स्रोतों की छवियां प्राप्त करना संभव होगा और चाप सेकंड के 8 मिलियनवें हिस्से की सटीकता के साथ उनके निर्देशांक को मापना संभव होगा। यह आकाशगंगा में युवा सितारों के गठन क्षेत्रों की गहराई में, रेडियो आकाशगंगाओं और ब्लैक होल के नाभिक के तत्काल आसपास के क्षेत्र में देखना संभव बना देगा।

रूसी वैज्ञानिक मिलिमीटर और सबमिलीमीटर रेंज "मिलीमीटर" में ऑपरेशन के लिए एक अधिक उन्नत अंतरिक्ष रेडियो टेलीस्कोप भी विकसित कर रहे हैं। थर्मल शोर को कम करने और संवेदनशीलता में सुधार करने के लिए इस उपकरण के दर्पण को तरल हीलियम से 4 केल्विन (269 डिग्री सेल्सियस) तक ठंडा किया जाएगा। "स्पेसअर्थ" और "स्पेसस्पेस" योजनाओं (उपग्रहों पर दो दूरबीनों के बीच) के अनुसार इस इंटरफेरोमीटर के संचालन के कई विकल्पों पर विचार किया जाता है। डिवाइस को रेडियोएस्ट्रोन परियोजना के समान लम्बी कक्षा में या सूर्य-पृथ्वी प्रणाली के लैग्रेंज बिंदु पर, पृथ्वी से सूर्य-विरोधी दिशा में 1.5 मिलियन किमी की दूरी पर लॉन्च किया जा सकता है (यह पृथ्वी से 4 गुना दूर है) चंद्रमा)। बाद वाले संस्करण में, 0.35 मिमी के तरंग दैर्ध्य पर, CosmosEarth इंटरफेरोमीटर आधुनिक ऑप्टिकल उपकरणों की तुलना में सैकड़ों हजारों गुना बेहतर एक चाप के 45 अरबवें हिस्से तक का कोणीय विभेदन प्रदान करेगा!

मिखाइल प्रोखोरोव, भौतिक और गणितीय विज्ञान के डॉक्टर
जॉर्ज रुडनिट्स्की, भौतिक और गणितीय विज्ञान के उम्मीदवार

हम दुनिया को ऑप्टिकल रेंज में देखने और ध्वनि में सुनने के आदी हैं। हर कोई जानता है कि बल्लाअल्ट्रासोनिक लोकेटर के लिए धन्यवाद अंधेरे में देखता है। कई उपकरण हैं जो विस्तार करते हैं मानवीय क्षमताएंधारणा - इसमें सभी मापने वाले उपकरण शामिल हैं। यह किसी व्यक्ति के लिए सुलभ ग्राफिक या ध्वनि रूप में सभी प्रकार की भौतिक प्रक्रियाओं को प्रदर्शित करता है।

तकनीकी विवरण

यह सेटअप एक दो-समन्वय स्कैनिंग डिवाइस है। यह 10GHz बैंड में संचालित होता है, इन आवृत्तियों पर टीवी उपग्रह संचालित होते हैं। मूल योजना भूस्थैतिक कक्षा की तस्वीर लेने की थी। इसके अलावा, सूर्य को देखना दिलचस्प था, और बच्चों की जिज्ञासा की श्रेणी से, मैं जानना चाहता था कि क्या चंद्रमा दिखाई देगा और सामान्य तौर पर, चित्र में क्या होगा।

डिवाइस एक परवलयिक जाल एंटीना का उपयोग करता है, 10-12 गीगाहर्ट्ज की सीमा के लिए एक कनवर्टर, एक दो-अक्ष रोटरी डिवाइस, विशेष रूप से डिज़ाइन किए गए नियंत्रण कक्ष के साथ, रोटरी डिवाइस को नियंत्रित करने के लिए एक प्रोग्राम लिखा गया है। स्तर को डिजिटाइज़ करने के लिए, AD8313 लघुगणक स्तर कनवर्टर, MAX1236 ADC, और नियंत्रक जो COM पोर्ट को सूचना प्रसारित करता है, से एक बोर्ड इकट्ठा किया गया था। प्रोग्राम जो पीटीजेड डिवाइस को नियंत्रित करता है, एडीसी से डेटा प्राप्त करता है, समय जोड़ता है और उन्हें समन्वयित करता है, और उन्हें फ़ाइल में सहेजता है। छवि एक सरल लेकिन आवश्यक एल्गोरिथ्म के अनुसार बनाई गई है, क्योंकि समन्वय सटीकता 1 डिग्री है, और डेटा प्रति डिग्री 10 रीडिंग की दर से जाता है। क्योंकि हमारे मामले में, प्लेट क्षैतिज रूप से घूम रही है, तो क्षैतिज रिज़ॉल्यूशन लगभग 10 पॉइंट प्रति डिग्री और लंबवत 1 पॉइंट प्रति डिग्री है। चौड़ाई में 360 डिग्री और ऊंचाई में 90 डिग्री के दृश्य के साथ एक पूर्ण नयनाभिराम शॉट में लगभग डेढ़ घंटे का समय लगता है। कनवर्टर की क्षमताओं के लिए धन्यवाद, विभिन्न ध्रुवीकरणों के साथ अलग-अलग विकिरण प्राप्त करना और प्राप्त करना संभव है विभिन्न चित्र. ऐसी श्वेत-श्याम छवियों को एक रंग में जोड़ा जा सकता है, जिससे उपग्रह बहुरंगी दिखते हैं। कुछ लोगों को इसका एहसास है, लेकिन एक परबोला के फोकस में सिर के साथ एक परवलयिक प्रणाली में न केवल उपग्रहों पर ध्यान केंद्रित करने की क्षमता होती है, बल्कि उदाहरण के लिए, एक पड़ोसी घर पर भी ध्यान केंद्रित करने की कोशिश की जाती है, जिसके लिए आप स्पष्ट चित्र प्राप्त कर सकते हैं जिसमें आप ग्रीनहाउस के फ्रेम और यहां तक ​​कि खिड़की के फ्रेम भी देख सकते हैं, इसके अलावा परवलयिक परावर्तक का व्यास उनकी चौड़ाई से काफी बड़ा है।

टेलीस्कोप उदाहरण

स्नैपशॉट्स

ध्यान केंद्रित

रिसीवर को पैराबोला के फोकस से बाहर ले जाकर, अलग-अलग दूरी पर फोकस करना संभव है।

शीर्ष छवि उपग्रहों पर केंद्रित होती है, और नीचे की छवि घर पर केंद्रित होती है, जिससे उपग्रह अधिक धुंधले हो जाते हैं।

आभा

सबसे पहले, जब पूरे सिस्टम के संचालन को स्थापित करना आवश्यक था, के लिए संदर्भ बिंदु 36º पूर्वी देशांतर पर उपग्रह Eutelsat36B भूस्थैतिक कक्षा प्राप्त हुई थी। जब हमें पॉजिटिव रिजल्ट मिला तो हमने वाइड शॉट लिया और पेड़ देखे। वे बहुत धुंधले थे और कुछ दूरी पर उनके चारों ओर एक प्रभामंडल दिखाई दे रहा था। भविष्य में फोटोशॉप में एडजस्टमेंट और पोस्ट-प्रोसेसिंग और प्रोजेक्शन की समझ से यह स्पष्ट और स्पष्ट हो गया कि पेड़ों की आभा बिजली की तारों के तार हैं।

चंद्रमा

हर कोई जानता है कि न केवल चंद्रमा पृथ्वी के चारों ओर घूमता है, बल्कि एक उज्जवल वस्तु - सूर्य भी है, जैसा कि आप इस एनीमेशन को देखकर देख सकते हैं, जिसमें दोनों प्रकाशमान दिखाई दे रहे हैं।

उत्तरी लाइट्स

हर कोई जिसने बारिश या बर्फ में सैटेलाइट टीवी देखने की कोशिश की है, जब आकाश में केवल एक ठोस काला बादल होता है, वह जानता है कि प्राप्त सिग्नल की गुणवत्ता मौसम की स्थिति पर निर्भर करती है। में इस मामले मेंयह स्पष्ट है कि उपग्रह से रेडियो संकेत बादलों में बुझ गया है। लेकिन अन्य कारक भी हैं जो रिसेप्शन की गुणवत्ता को प्रभावित करते हैं, जैसे सूर्य से विकिरण। हमने देखा है कि अक्सर तेज सौर ज्वालाओं के कुछ समय बाद, मौसम उपग्रहों से तस्वीर बहुत तेज शोर के साथ प्राप्त होती है - यह शोर पैदा करने वाले आयनमंडल का काम है।

हमने धूप खराब मौसम की अवधि के दौरान तस्वीरें लीं। नरो-फोमिंस्क शहर। प्रभाव सूर्यास्त के बाद हुआ।

एनीमेशन चलते हुए सूर्य को दिखाता है।

जमीन पर चमकता है

एक बार, समय-समय पर शूटिंग के दौरान, लंबे समय तक शक्तिशाली चमक देखी गई, जिसने अधिकांश आकाश पर कब्जा कर लिया। यदि 8 मिनट में एक शॉट लिया जाता है तो वास्तविक तत्काल छवि प्राप्त करना कठिन है, लेकिन आप एनीमेशन को देख सकते हैं जैसा कि संभव था।

यदि आपके पास चमक के बारे में कुछ कहना है, या इस विषय में जोड़ने के लिए कुछ है, तो कृपया टिप्पणियों में लिखें।

सभी चित्र यहां देखे जा सकते हैं।

योजना:

परिचय

• 1 डिवाइस
• 2 यह कैसे काम करता है
  • 2.1 रेडियो इंटरफेरोमीटर
• 3 पहला रेडियो टेलीस्कोप
  • 3.1 होम - कार्ल जांस्की
  • 3.2 पुनर्जन्म - ग्राउट रेबर
• 4 रेडियो दूरबीनों का वर्गीकरण
  • 4.1 भरा हुआ एपर्चर एंटेना
    • 4.1.1 क्रांति के पैराबोलॉइड्स
    • 4.1.2 परवलयिक सिलेंडर
    • 4.1.3 फ्लैट रिफ्लेक्टर के साथ एंटेना
    • 4.1.4 मिट्टी के कटोरे
    • 4.1.5 एंटीना सरणियाँ (सामान्य-मोड एंटेना)
  • 4.2 खाली एपर्चर एंटेना
• 5 रेडियो दूरबीनों की सूची
टिप्पणियाँ

परिचय

ज़ेलेंचुकस्काया वेधशाला, IAA RAS का रेडियो टेलीस्कोप RTF-32। उत्तरी काकेशस में स्थित है।

रेडियो दूरबीन- आकाशीय पिंडों के स्वयं के रेडियो उत्सर्जन को प्राप्त करने के लिए एक खगोलीय उपकरण (में सौर परिवार, गैलेक्सी और मेटागैलेक्सी) और उनकी विशेषताओं का अध्ययन: निर्देशांक, स्थानिक संरचना, विकिरण तीव्रता, स्पेक्ट्रम और ध्रुवीकरण।

विद्युत-चुंबकीय विकिरण की जांच करने वाले खगोलीय उपकरणों के बीच आवृत्ति रेंज, स्थिति के संदर्भ में रेडियो टेलीस्कोप प्रारंभिक स्थान पर है - थर्मल, दृश्य, पराबैंगनी, एक्स-रे और गामा विकिरण के टेलीस्कोप उच्च-आवृत्ति वाले हैं।

रेडियो टेलीस्कोप अधिमानतः मुख्य से दूर स्थित होना चाहिए बस्तियोंप्रसारण रेडियो, टीवी, रडार और अन्य उत्सर्जक उपकरणों से विद्युत चुम्बकीय हस्तक्षेप को कम करने के लिए। एक रेडियो वेधशाला को एक घाटी या तराई में रखने से यह टेक्नोजेनिक इलेक्ट्रोमैग्नेटिक शोर के प्रभाव से और भी बेहतर तरीके से बचाता है।

1. युक्ति

एक रेडियो टेलीस्कोप में दो मुख्य तत्व होते हैं: एक एंटीना डिवाइस और एक बहुत ही संवेदनशील रिसीविंग डिवाइस - एक रेडियोमीटर। रेडियोमीटर ऐन्टेना द्वारा प्राप्त रेडियो उत्सर्जन को बढ़ाता है और इसे पंजीकरण और आगे की प्रक्रिया के लिए सुविधाजनक रूप में परिवर्तित करता है।

रेडियो खगोल विज्ञान (0.1 मिमी से 1000 मीटर तक) में उपयोग की जाने वाली तरंग दैर्ध्य की बहुत विस्तृत श्रृंखला के कारण रेडियो टेलीस्कोप के एंटेना के डिजाइन बहुत विविध हैं। मिमी, सेमी, डीएम और मीटर तरंगों को प्राप्त करने वाले रेडियो टेलीस्कोप के एंटेना सामान्य ऑप्टिकल रिफ्लेक्टरों के दर्पणों के समान अक्सर परवलयिक परावर्तक होते हैं। पैराबोलाइड के फोकस पर एक इरिडिएटर स्थापित किया गया है - एक उपकरण जो रेडियो उत्सर्जन एकत्र करता है, जिसे एक दर्पण द्वारा निर्देशित किया जाता है। विकिरणक प्राप्त ऊर्जा को रेडियोमीटर के इनपुट तक पहुंचाता है, और, प्रवर्धन और पता लगाने के बाद, संकेत एक स्व-रिकॉर्डिंग विद्युत माप उपकरण के टेप पर दर्ज किया जाता है। आधुनिक रेडियो टेलीस्कोप पर, रेडियोमीटर के आउटपुट से एनालॉग सिग्नल को डिजिटल में परिवर्तित किया जाता है और एक या कई फाइलों के रूप में हार्ड डिस्क पर रिकॉर्ड किया जाता है।

अध्ययन के तहत आकाश के क्षेत्र में एंटेना को निर्देशित करने के लिए, वे आमतौर पर दिगंश माउंट पर लगाए जाते हैं जो दिगंश और ऊंचाई (पूर्ण-घूर्णन एंटेना) में रोटेशन प्रदान करते हैं। ऐसे एंटेना भी हैं जो केवल सीमित घुमाव की अनुमति देते हैं, और पूरी तरह से स्थिर भी। बाद वाले प्रकार (आमतौर पर बहुत बड़े) के एंटेना में रिसेप्शन की दिशा फ़ीड्स को स्थानांतरित करके हासिल की जाती है, जो एंटीना से परिलक्षित रेडियो उत्सर्जन को समझती है।

2. कार्य सिद्धांत

एक रेडियो टेलीस्कोप के संचालन का सिद्धांत ऑप्टिकल टेलीस्कोप की तुलना में एक फोटोमीटर के समान है। एक रेडियो टेलीस्कोप सीधे एक छवि नहीं बना सकता है, यह केवल उस दिशा से आने वाली विकिरण की ऊर्जा को मापता है जिसमें टेलीस्कोप "दिखता है"। इस प्रकार, एक विस्तारित स्रोत की छवि प्राप्त करने के लिए, रेडियो टेलीस्कोप को प्रत्येक बिंदु पर इसकी चमक को मापना चाहिए।

टेलीस्कोप के एपर्चर द्वारा रेडियो तरंगों के विवर्तन के कारण, बिंदु स्रोत की दिशा का माप कुछ त्रुटि के साथ होता है, जो ऐन्टेना पैटर्न द्वारा निर्धारित होता है और उपकरण के संकल्प पर मौलिक सीमा लगाता है:

जहां λ तरंग दैर्ध्य है, डी- छिद्र व्यास। उच्च रिज़ॉल्यूशन आपको अध्ययन के तहत वस्तुओं के बेहतर स्थानिक विवरण देखने की अनुमति देता है। रिज़ॉल्यूशन में सुधार करने के लिए या तो वेवलेंथ को कम करें या एपर्चर को बढ़ाएँ। हालांकि, लघु तरंग दैर्ध्य का उपयोग दर्पण की सतह की गुणवत्ता के लिए आवश्यकताओं को बढ़ाता है (रेलेय मानदंड देखें)। इसलिए, वे आमतौर पर एपर्चर को बढ़ाने के मार्ग का अनुसरण करते हैं। एपर्चर बढ़ाने से एक अन्य महत्वपूर्ण विशेषता - संवेदनशीलता में भी सुधार होता है। कम से कम संभव स्रोतों का मज़बूती से पता लगाने के लिए एक रेडियो टेलीस्कोप में उच्च संवेदनशीलता होनी चाहिए। संवेदनशीलता प्रवाह घनत्व में उतार-चढ़ाव के स्तर से निर्धारित होती है पी :

कहाँ पीरेडियो टेलीस्कोप की आंतरिक शोर शक्ति है, एस- एंटीना का प्रभावी क्षेत्र (संग्रह सतह), Δ एफ- फ्रीक्वेंसी बैंड और टी- संकेत संचय समय। रेडियो दूरबीनों की संवेदनशीलता को बढ़ाने के लिए, उनकी एकत्रित सतह को बढ़ाया जाता है और कम शोर वाले रिसीवर और मैसर, पैरामीट्रिक एम्पलीफायर आदि पर आधारित एम्पलीफायरों का उपयोग किया जाता है।

2.1। रेडियो इंटरफेरोमीटर

एपर्चर व्यास को बढ़ाने के अलावा, रिज़ॉल्यूशन बढ़ाने (या विकिरण पैटर्न को कम करने) का एक और तरीका है। यदि हम दूर स्थित दो एंटेना लेते हैं डी(आधार) एक दूसरे से, फिर उनमें से एक के लिए स्रोत से संकेत दूसरे की तुलना में थोड़ा पहले पहुंचेगा। यदि दो एंटेना के संकेतों को तब बाधित किया जाता है, तो परिणामी संकेत से, एक विशेष गणितीय कमी प्रक्रिया का उपयोग करके, एक प्रभावी रिज़ॉल्यूशन λ / के साथ स्रोत के बारे में जानकारी को पुनर्स्थापित करना संभव होगा। डी. इस कमी की प्रक्रिया को एपर्चर सिंथेसिस कहा जाता है। एक सामान्य मिक्सर को केबल और वेवगाइड के माध्यम से एक सिग्नल की आपूर्ति करके और एक कंप्यूटर पर टाइम स्टैम्प द्वारा पहले से डिजिटाइज़ किए गए और एक वाहक पर संग्रहीत, दोनों हार्डवेयर में हस्तक्षेप किया जा सकता है। आधुनिक तकनीकी साधनों ने एक वीएलबीआई प्रणाली बनाना संभव बना दिया है, जिसमें विभिन्न महाद्वीपों पर स्थित टेलीस्कोप शामिल हैं और कई हजार किलोमीटर दूर हैं।

3. पहला रेडियो टेलीस्कोप

3.1। होम - कार्ल जांस्की

में कार्ल जांस्की रेडियो टेलीस्कोप की एक सटीक प्रति जीवन का आकार. नेशनल रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी (NRAO), ग्रीन बैंक, वेस्ट वर्जीनिया, यूएसए

रेडियो टेलीस्कोप का इतिहास 1931 में किए गए कार्ल जांस्की के प्रयोगों से जुड़ा है। उस समय, जांस्की ने बेल टेलीफोन लैब्स परीक्षण स्थल पर रेडियो इंजीनियर के रूप में काम किया था। उन्हें बिजली के शोर के आगमन की दिशा का अध्ययन सौंपा गया था। ऐसा करने के लिए, कार्ल जांस्की ने ब्रूस के कैनवास की तरह एक लंबवत ध्रुवीकृत यूनिडायरेक्शनल एंटीना बनाया। संरचना के आयाम लंबाई में 30.5 मीटर और ऊंचाई में 3.7 मीटर थे। काम 14.6 मीटर (20.5 मेगाहर्ट्ज) की लहर पर किया गया था। ऐन्टेना एक संवेदनशील रिसीवर से जुड़ा था, जिसके आउटपुट में लंबे समय तक स्थिरांक वाला एक रिकॉर्डर था।

24 फरवरी, 1932 को जान्स्की द्वारा प्राप्त उत्सर्जन रिकॉर्डिंग। मैक्सिमा (तीर) 20 मिनट के बाद दोहराते हैं। एंटीना के पूर्ण रोटेशन की अवधि है।

दिसंबर 1932 में, जांस्की ने अपने सेटअप के साथ प्राप्त पहले परिणामों की सूचना दी। लेख ने "...अज्ञात उत्पत्ति का एक निरंतर फुफकार" की खोज की सूचना दी, जो "... उपकरण के शोर के कारण होने वाली फुफकार से अलग करना मुश्किल है। हिसिंग इंटरफेरेंस के आने की दिशा दिन के दौरान धीरे-धीरे बदलती है, जिससे 24 घंटे में एक पूरा चक्कर लगता है। अपने अगले दो पत्रों में, अक्टूबर 1933 और अक्टूबर 1935 में, कार्ल जान्स्की धीरे-धीरे इस निष्कर्ष पर पहुँचे कि उनके नए हस्तक्षेप का स्रोत हमारी आकाशगंगा का मध्य क्षेत्र है। इसके अलावा, सबसे बड़ी प्रतिक्रिया तब प्राप्त होती है जब ऐन्टेना मिल्की वे के केंद्र की ओर निर्देशित होता है।

जांस्की ने माना कि रेडियो खगोल विज्ञान में प्रगति के लिए बड़े, तेज एंटेना की आवश्यकता होगी जो आसानी से विभिन्न दिशाओं में उन्मुख हो सकें। उन्होंने स्वयं मीटर तरंगों पर संचालन के लिए 30.5 मीटर व्यास वाले दर्पण के साथ एक परवलयिक एंटीना के डिजाइन का प्रस्ताव रखा। हालाँकि, उनके प्रस्ताव को अमेरिका में समर्थन नहीं मिला और रेडियो खगोल विज्ञान दूर हो गया।

3.2। पुनर्जन्म - ग्राउट रेबर

ग्रोट रेबर मेरिडियन रेडियो टेलीस्कोप

1937 में, वेटन (यूएसए, इलिनोइस) के एक रेडियो इंजीनियर, ग्रोट रेबर, जांस्की के काम में दिलचस्पी लेने लगे और उन्होंने अपने माता-पिता के घर के पिछवाड़े में 9.5 मीटर के व्यास के साथ एक परवलयिक परावर्तक के साथ एक एंटीना डिजाइन किया। इस एंटीना में था एक मेरिडियन माउंट, यानी, यह केवल ऊंचाई में नियंत्रित किया गया था, और आरेख के पालि की स्थिति में परिवर्तन पृथ्वी के घूर्णन के कारण सही उदगम में हासिल किया गया था। रेबर का ऐन्टेना जांस्की से छोटा था, लेकिन कम तरंग दैर्ध्य पर संचालित होता था, और इसका विकिरण पैटर्न बहुत तेज था। रेबर ऐन्टेना में आधी शक्ति पर 12 ° की चौड़ाई के साथ एक शंक्वाकार बीम था, जबकि जांस्की एंटीना के बीम में पंखे के आकार का बीम था जिसकी चौड़ाई 30 ° थी, जो कि इसके सबसे छोटे खंड में आधी शक्ति थी।

1939 के वसंत में, रेबर ने आकाशगंगा के तल में ध्यान देने योग्य एकाग्रता के साथ 1.87 मीटर (160 मेगाहर्ट्ज) के तरंग दैर्ध्य पर विकिरण की खोज की और कुछ परिणाम प्रकाशित किए।

1944 में ग्रोट रेबर द्वारा प्राप्त आकाश का रेडियो मानचित्र।

अपने उपकरणों में सुधार करते हुए, रेबर ने आकाश का एक व्यवस्थित सर्वेक्षण किया और 1944 में आकाश का पहला रेडियो मानचित्र प्रकाशित किया। नक्शे स्पष्ट रूप से मिल्की वे के केंद्रीय क्षेत्रों और तारामंडल धनु, सिग्नस ए, कैसिओपिया ए, कैनिस मेजर और पुपीस में उज्ज्वल रेडियो स्रोतों को दिखाते हैं। आधुनिक नक्शों की तुलना में भी रेबर के नक्शे काफी अच्छे हैं।

द्वितीय विश्व युद्ध के बाद, यूरोप, ऑस्ट्रेलिया और संयुक्त राज्य अमेरिका में वैज्ञानिकों द्वारा रेडियो खगोल विज्ञान के क्षेत्र में महत्वपूर्ण तकनीकी सुधार किए गए। इस प्रकार रेडियो खगोल विज्ञान का फलना-फूलना शुरू हुआ।

4. रेडियो दूरबीनों का वर्गीकरण

तरंग दैर्ध्य की एक विस्तृत श्रृंखला, रेडियो खगोल विज्ञान में अनुसंधान की विभिन्न वस्तुएं, रेडियो भौतिकी और रेडियो टेलीस्कोप निर्माण के विकास की तीव्र गति, बड़ी संख्या में रेडियो खगोलविदों की स्वतंत्र टीमों ने नेतृत्व किया है महान विविधतारेडियो दूरबीनों के प्रकार। उनके एपर्चर को भरने की प्रकृति के अनुसार और माइक्रोवेव क्षेत्र (परावर्तक, रेफ्रेक्टर, फ़ील्ड की स्वतंत्र रिकॉर्डिंग) को चरणबद्ध करने के तरीकों के अनुसार रेडियो टेलीस्कोप को वर्गीकृत करना सबसे स्वाभाविक है:

4.1। भरा हुआ एपर्चर एंटेना

इस प्रकार के एंटेना ऑप्टिकल टेलीस्कोप के दर्पणों के समान होते हैं और उपयोग करने के लिए सबसे सरल और परिचित होते हैं। भरे हुए एपर्चर एंटेना केवल देखी गई वस्तु से संकेत एकत्र करते हैं और इसे रिसीवर पर केंद्रित करते हैं। रिकॉर्ड किए गए सिग्नल में पहले से ही वैज्ञानिक जानकारी होती है और इसे संश्लेषित करने की आवश्यकता नहीं होती है। ऐसे एंटेना का नुकसान कम रिज़ॉल्यूशन है। ब्लैंक एपर्चर एंटेना को उनकी सतह के आकार और बढ़ते तरीके के अनुसार कई वर्गों में विभाजित किया जा सकता है।

4.1.1। क्रांति के पैराबोलॉइड्स

इस प्रकार के लगभग सभी एंटेना Alt-azimuth माउंट पर लगे होते हैं और पूरी तरह से घूमने योग्य होते हैं। उनका मुख्य लाभ यह है कि इस तरह के रेडियो टेलीस्कोप, जैसे ऑप्टिकल वाले, किसी वस्तु पर लक्षित हो सकते हैं और उसका मार्गदर्शन कर सकते हैं। इस प्रकार, अवलोकन किसी भी समय किया जा सकता है, जबकि अध्ययन के तहत वस्तु क्षितिज से ऊपर है। विशिष्ट प्रतिनिधि: रेडियो टेलीस्कोप ग्रीन बैंक, RT-70, कलयाज़िन्स्की रेडियो टेलीस्कोप।

4.1.2। परवलयिक सिलेंडर

पूर्ण-घूर्णन एंटेना का निर्माण ऐसी संरचनाओं के विशाल द्रव्यमान से जुड़ी कुछ कठिनाइयों से जुड़ा है। इसलिए, फिक्स्ड और सेमी-मूवेबल सिस्टम बनाए जाते हैं। ऐसी दूरबीनों की लागत और जटिलता बहुत धीमी गति से बढ़ती है क्योंकि वे आकार में बढ़ती हैं। एक परवलयिक सिलेंडर किरणों को एक बिंदु पर नहीं, बल्कि अपने जेनरेट्रिक्स (फोकल लाइन) के समानांतर एक सीधी रेखा पर एकत्रित करता है। इस वजह से, इस प्रकार के दूरबीनों में एक असममित विकिरण पैटर्न और विभिन्न संकल्प होते हैं विभिन्न कुल्हाड़ियों. ऐसी दूरबीनों का एक और नुकसान यह है कि सीमित गतिशीलता के कारण, उन्हें देखने के लिए आकाश का केवल एक हिस्सा उपलब्ध होता है। प्रतिनिधि: इलिनोइस विश्वविद्यालय रेडियो टेलीस्कोप, ऊटी इंडियन टेलीस्कोप।

नैनसे टेलीस्कोप में किरणों का कोर्स

4.1.3। फ्लैट रिफ्लेक्टर के साथ एंटेना

एक परवलयिक सिलेंडर पर काम करने के लिए, यह आवश्यक है कि कई डिटेक्टरों को फोकल लाइन पर रखा जाए, जिसमें से चरणों को ध्यान में रखते हुए सिग्नल जोड़ा जाता है। संचार लाइनों में बड़े नुकसान के कारण छोटी तरंगों पर ऐसा करना आसान नहीं है। एक फ्लैट परावर्तक वाले एंटेना आपको केवल एक रिसीवर के साथ प्राप्त करने की अनुमति देते हैं। इस तरह के एंटेना में दो भाग होते हैं: एक जंगम सपाट दर्पण और एक निश्चित पैराबोलॉइड। जंगम दर्पण वस्तु को "इंगित करता है" और परवलयिक पर किरणों को दर्शाता है। पैराबोलॉइड किरणों को केंद्र बिंदु पर केंद्रित करता है जहां रिसीवर स्थित होता है। ऐसी दूरबीन से अवलोकन के लिए आकाश का केवल एक भाग उपलब्ध है। प्रतिनिधि: क्रॉस रेडियो टेलीस्कोप, नानसे लार्ज रेडियो टेलीस्कोप।

4.1.4। मिट्टी के कटोरे

निर्माण की लागत को कम करने की इच्छा ने खगोलविदों को टेलीस्कोप दर्पण के रूप में प्राकृतिक राहत का उपयोग करने के विचार के लिए प्रेरित किया। इस प्रकार का प्रतिनिधि 300 मीटर अरेसीबो रेडियो टेलीस्कोप था। यह एक सिंकहोल में स्थित है, जिसके निचले हिस्से को गोलाकार आकार की एल्यूमीनियम शीट से पक्का किया गया है। रिसीवर विशेष समर्थन पर दर्पण के ऊपर निलंबित है। इस उपकरण का नुकसान यह है कि आंचल से 20° के भीतर का आकाश क्षेत्र इसके लिए उपलब्ध है।

4.1.5। एंटीना सरणियाँ (सामान्य-मोड एंटेना)

इस तरह के टेलीस्कोप में तरंग दैर्ध्य से कम दूरी पर स्थित कई प्राथमिक फीड (द्विध्रुवीय या सर्पिल) होते हैं। प्रत्येक तत्व के चरण को ठीक से नियंत्रित करके, उच्च रिज़ॉल्यूशन और प्रभावी क्षेत्र प्राप्त करना संभव है। ऐसे एंटेना का नुकसान यह है कि वे कड़ाई से परिभाषित तरंग दैर्ध्य के लिए निर्मित होते हैं। प्रतिनिधि: पुशचिनो में बीएसए रेडियो टेलीस्कोप।

4.2। खाली एपर्चर एंटेना

खगोल विज्ञान के प्रयोजनों के लिए सबसे महत्वपूर्ण रेडियो दूरबीनों की दो विशेषताएं हैं: संकल्प और संवेदनशीलता। इस मामले में, संवेदनशीलता ऐन्टेना के क्षेत्र के समानुपाती होती है, और रिज़ॉल्यूशन अधिकतम आकार के समानुपाती होता है। इस प्रकार, सबसे आम परिपत्र एंटेना एक ही प्रभावी क्षेत्र के लिए सबसे खराब संकल्प देते हैं। इसलिए, छोटे के साथ दूरबीन

टेलीस्कोप DKR-1000, बिना भरे हुए एपर्चर के साथ

क्षेत्र, लेकिन उच्च संकल्प। ऐसे एंटेना कहलाते हैं खाली एपर्चर एंटेना, क्योंकि उनके एपर्चर में "छेद" होते हैं जो तरंग दैर्ध्य से अधिक होते हैं। ऐसे एंटेना से एक छवि प्राप्त करने के लिए, एपर्चर संश्लेषण मोड में अवलोकन किया जाना चाहिए। एपर्चर संश्लेषण के लिए, एक निश्चित दूरी पर स्थित दो सिंक्रोनस ऑपरेटिंग एंटेना पर्याप्त हैं, जिसे कहा जाता है आधार. स्रोत छवि को पुनर्स्थापित करने के लिए, अधिकतम तक कुछ कदम के साथ सभी संभावित आधारों पर सिग्नल को मापना आवश्यक है।

यदि केवल दो एंटेना हैं, तो आपको निरीक्षण करना होगा, फिर आधार को बदलना होगा, अगले बिंदु पर निरीक्षण करना होगा, आधार को फिर से बदलना आदि। इस संश्लेषण को कहा जाता है एक जैसा. शास्त्रीय रेडियो व्यतिकरणमापी इसी सिद्धांत के अनुसार कार्य करता है। अनुक्रमिक संश्लेषण का नुकसान यह है कि यह समय लेने वाला है और कम समय में रेडियो स्रोतों की परिवर्तनशीलता को प्रकट नहीं कर सकता है। इसलिए इसका प्रयोग अधिक होता है समानांतर संश्लेषण. इसमें एक साथ कई एंटेना (रिसीवर) शामिल होते हैं, जो एक साथ सभी आवश्यक आधारों के लिए माप करते हैं। प्रतिनिधि: इटली में "नॉर्दर्न क्रॉस", पुशचिनो में रेडियो टेलीस्कोप DKR-1000।

वीएलए जैसे बड़े सरणियों को अक्सर अनुक्रमिक संश्लेषण कहा जाता है। हालांकि, बड़ी संख्या में एंटेना के कारण, लगभग सभी बेस पहले से ही मौजूद हैं, और आमतौर पर अतिरिक्त क्रमपरिवर्तन की आवश्यकता नहीं होती है।

रेडियो टेलीस्कोप
भरे हुए एपर्चर एंटेना		खाली एपर्चर एंटेना
समानांतर संश्लेषण		समानांतर संश्लेषण		अनुक्रमिक संश्लेषण		स्वतंत्र के साथ सिस्टम संकेत रिकॉर्डिंग
रिफ्लेक्टर	अपवर्तक	रिफ्लेक्टर	अपवर्तक	रिफ्लेक्टर	अपवर्तक
- रोटेशन के पैराबोलाइड्स। - गोलाकार कटोरे - ओहियो एंटीना - नेंस एंटीना	- इन-फेज कैनवस - सिलेंडर	- चींटी। "तिपतिया घास का पत्ता" - हॉर्नर एंटीना - एम्स ओएल। ज़ेन में।	- झंझरी - पार - अंगूठी चींटी। कुलगौर में	- अनुप्रयोग - पेरिस्कोप इंटरफेरोमीटर	- दो तत्व। इंटरफेरोमीटर - राइल सुपरसिंथेसिस - वीएलए प्रणाली

5. रेडियो दूरबीनों की सूची

जगह	एंटीना प्रकार	आकार	न्यूनतम ऑपरेटिंग तरंग दैर्ध्य
संयुक्त राज्य अमेरिका, ग्रीन बैंक	सक्रिय सतह के साथ परवलयिक खंड	110x100 मी	6 मिमी
, एफेल्सबर्ग	परवलयिक परावर्तक	100 मी	7 मिमी
, जोड्रेल बैंक	परवलयिक परावर्तक	76 मी	1.3 सेमी
, एवपोटेरिया, आरटी -70	परवलयिक परावर्तक	70 मी	1 सेमी
, कलयाज़िन रेडियो खगोल विज्ञान वेधशाला	परवलयिक परावर्तक	64 मी	1 सेमी
, भालू झीलें	परवलयिक परावर्तक	64 मी	1 सेमी
, पार्क	परवलयिक परावर्तक	64 मी	7 मिमी
, नोबेयामा	परवलयिक परावर्तक	45 मी	1 मिमी
, दवा	परवलयिक परावर्तक	32 मी	1.3 सेमी
, लाइट, आरटीएफ-32	परवलयिक परावर्तक	32 मी	5 मिमी
, ज़ेलेंचुकस्काया, आरटीएफ-32	परवलयिक परावर्तक	32 मी	5 मिमी
, बदरी, आरटीएफ-32	परवलयिक परावर्तक	32 मी	5 मिमी
, ग्रेनेडा	परवलयिक परावर्तक	30 मी	1 मिमी
, प्यूर्टो रिको, अरेसिबो	गोलाकार परावर्तक	300 मी	10 सेमी
, ज़ेलेंचुकस्काया, रतन-600	चर प्रोफ़ाइल एंटीना	588 मी	3 मिमी
, बदरी, साइबेरियन सोलर रेडियो टेलीस्कोप	एंटीना सरणी 128x128 तत्व (क्रॉस-आकार का रेडियो इंटरफेरोमीटर)	622х622 मी	5.2 सेमी
, नैन्सी	दो दर्पण	2x40x300 मी	11 सेमी
, पुशचिनो, डीकेआर-1000	दो परवलयिक सिलेंडरों का क्रॉस	2x1000x40 मी	2.5 मी
, खार्किव, यूटीआर-2	द्विध्रुवीय एंटीना प्रणाली, "टी"	1860x50 मीटर, 900x50 मीटर	12 मी
, ऊटी	परवलयिक सिलेंडर	500x30 मी	91 सेमी
, चिकित्सा, "उत्तरी क्रॉस"	दो परवलयिक सिलेंडरों का "टी"	2x500x30 मी	70 सेमी
, सेंट पीटर्सबर्ग, रूसी विज्ञान अकादमी की मुख्य खगोलीय वेधशाला, बिग पुलकोवो रेडियो टेलीस्कोप	परवलयिक परावर्तक	130x3 मी	2.3 सेमी

टिप्पणियाँ

1. महान सोवियत विश्वकोश - slovari.yandex.ru/dict/bse/article/00064/63300.htm?text=radio teleoscope&encid=bse&stpar3=1.1। - यूएसएसआर: सोवियत एनसाइक्लोपीडिया, 1978।
2. विद्युत चुम्बकीय विकिरण
3. रेडियो टेलीस्कोप // अंतरिक्ष भौतिकी: लिटिल इनसाइक्लोपीडिया - www.astronet.ru/db/FK86/ / एड। आर ए Sunyaeva। - दूसरा संस्करण। - एम।: सोव। एनसाइक्लोपीडिया, 1986. - एस 560. - 783 पी। - आईएसबीएन 524(03)
4. पी.आई.बाकुलिन, ई.वी.कोनोनोविच, वी.आई.मोरोज़सामान्य खगोल विज्ञान पाठ्यक्रम। - एम।: नौका, 1970।
5. 1 2 3 जॉन डी. क्रॉस।रेडियो खगोल विज्ञान। - एम।: सोवियत रेडियो, 1973।
6. जान्स्की के.जी.उच्च आवृत्तियों पर वायुमंडलीय का दिशात्मक अध्ययन। - प्रोक। आईआरई, 1932. - टी। 20। - एस। 1920-1932।
7. जान्स्की के.जी.जाहिरा तौर पर अलौकिक मूल की विद्युत गड़बड़ी .. - प्रोक। आईआरई, 1933. - टी. 21. - एस. 1387-1398।
8. जान्स्की के.जी.इंटरस्टेलर इंटरफेरेंस के स्रोत पर एक नोट.. - प्रोक। आईआरई, 1935. - टी। 23। - एस। 1158-1163।
9. रेबर जी.लौकिक स्थिर। - खगोल। जे।, जून, 1940. - टी। 91. - एस। 621-624।
10. रेबर जी.लौकिक स्थिर। - प्रोक। IRE, फरवरी, 1940. - V. 28. - S. 68-70।
11. 1 2 रेबर जी.लौकिक स्थिर। - खगोल। जे., नवंबर, 1944. - टी. 100. - एस. 279-287.
12. रेबर जी.लौकिक स्थिर। - प्रोक। आईआरई, अगस्त, 1942. - टी. 30. - एस. 367-378।
13. किप थॉर्न।ब्लैक होल और समय की तह। - एम।: भौतिक और गणितीय साहित्य का प्रकाशन गृह, 2007। - एस 323-325। - 616 पी। - आईएसबीएन 9785-94052-144-4
14. 1 2 3 N.A.Esepkina, D.V.Korolkov, Yu.N.Pariyskiy।रेडियो टेलीस्कोप और रेडियोमीटर। - एम।: नौका, 1973।
15. इलिनोइस रेडियो टेलीस्कोप विश्वविद्यालय। - www.ece.illinois.edu/about/history/reminiscence/400ft.html
16. ऊटी में टेलीस्कोप - rac.ncra.tifr.res.in/ort.html
17. , ग्रीन बैंक रेडियो टेलीस्कोप, वेरी लार्ज ऐरे (रेडियो टेलीस्कोप), साइबेरियन सोलर रेडियो टेलीस्कोप।