Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
РАДИОАСТРОНОМИЯ

РАДИОАСТРОНОМИЯ

РАДИОАСТРОНОМИЯ - раздел астрофизики, изучающий радиоизлучение астр. объектов.

Р. зародилась в нач. 30-х гг., когда К. Янский (К. Jansky) исследовал влияние помех на радиотелефонную связь и обнаружил изменение уровня шумов приёмника, коррелирующее с периодом вращения Земли (звёздным временем). Как показали дальнейшие исследования, это было радиоизлучение в центре Галактики. Первая радиокарта неба получена Г. Ребером (G. Reber) в 1940. Становление и дальнейшее развитие Р. связано с послевоен. периодом. Р. существенно расширила возможности астр. исследований, увеличив диапазон регистрируемых частот эл.-магн. излучения.

Радиотелескопы обладают высокой чувствительностью и разрешающей силой (по углу, частоте и времени). Это позволяет получать изображения объектов более высокого качества, чем в оптич. диапазоне, изучать быстроперем. процессы в космич. источниках.

Диапазон наземных радиоастр. наблюдений (длины волн от неск. миллиметров до ! 30 м) определяется прозрачностью атмосферы Земли. КВ-граница диапазона обусловлена поглощением молекул атмосферы, ДВ-граница - отражением и поглощением космич. радиоизлучения в ионосфере. На миллиметровых волнах становится существенным собств. излучение Земли и атмосферы, а на метровых - космич. (фоновое) радиоизлучение неба, к-рое имеет необычайно высокую яркость и растёт с увеличением длины волны (см. Фоновое космическое излучение). Для снижения влияния фонового радиоизлучения при регистрации сигналов от дискретных космич. радиоисточников применяются спец. методы приёма сигналов: радиоинтерференционный, диаграммной и частотной модуляции и др. (см. Радиотелескоп).

Непосредственно измеряемая величина в Р.- приращение шумовой температуры Т _а антенны радиотелескопа () при наведении её на исследуемый объект. Исследуемая величина - плотность потока радиоизлучения объекта где W - его угл. размер, T_b,- яркостная температура, l - длина волны принимаемого сигнала. Приращение где - эфф. площадь антенны радиотелескопа. Для компактных источников, угл. размеры к-рых меньше диаграммы направленности антенны = . Для протяжённых источников . Величина F может быть измерена путём определения DT_a. и А _э (абс. метод) либо по измерениям источника с известной плотностью потока (F₀), F ⁼ = (относит. метод). Точность измерений в Р. определяется полосой регистрации сигнала Df, временем его накопления т и шумовой темп-рой системы и равна - 10 мкК по темп-ре и неск. мкЯн по плотности потока (1 Ян = 10^-26 Вт·м ^-2·Гц ^-1). Угл. разрешение радиотелескопа (-l/D, где D- размер апертуры) весьма невелико из-за большой длины волны радиоизлучения и, как правило, не превышает разрешения невооружённого глаза (~1'). Для увеличения угл. разрешения используют радиоинтерферометры и системы апертурного синтеза. На основе крупных радиотелескопов создана глобальная радионнтерфе-ренц. сеть (разрешение выше одной мс дуги). Радиоастр. измерения благодаря гетеродинированию (см. Радиоприёмные устройства )позволяют проводить анализ сигналов на низких (промежуточных) частотах, что обеспечивает универсальность спектроанализаторов и высокое разрешение по частоте, вплоть до 1 Гц (если в этом есть необходимость). Спец. методы обработки на ЭВМ позволяют анализировать сигналы космич. радиоизлучения, предварительно записанные на магн. ленты, выделять в шумах искомый образ наблюдаемого объекта.

Наблюдаемое радиоизлучение космич. объектов определяется механизмом излучения, условиями генерации и распространения радиоволн, энергией излучающих частиц и магн. поля. Непрерывное излучение космич. источников обусловлено синхротронным и тепловым механизмами (см. Синхротронное излучение, Тепловое излучение). Излучение в узких радиолиниях связано с переходами между уровнями энергии атомов и молекул. В ряде случаев наблюдается мазерное усиление линий (см. Мазерный эффект). Одним из первых объектов исследования радиоастр. методами было Солнце. Источником мощного радиоизлучения на метровых волнах является корона Солнца, её яркостная темп-pa ~ 10⁶ К, а эфф. угл. размер превышает 1°. Мощное радиоизлучение генерируется в радиопятнах - активных областях. Повышение чувствительности радиотелескопов позволило измерить темп-ры планет. Напр., темп-ра поверхности Венеры оказалась равной !600 К, что в последующем было подтверждено прямыми измерениями с помощью космич. аппаратов. Предметом исследований является и межпланетная среда, она же - и "инструмент" с высоким угл. разрешением (см. Мерцаний метод). Галактика содержит большое число мощных источников синхротронного радиоизлучения - остатков вспышек сверхновых звёзд, в их оболочках находятся электроны высоких энергий, к-рые излучают в магн. поле. К источникам этого типа относятся, напр., Крабовидная туманность и Кассиопея А. При взрывах нек-рых сверхновых сбрасывается оболочка звезды, а оставшаяся часть сжимается и превращается в нейтронную звезду - пульсар- источник импульсного излучения. В газопылевых комплексах протекают процессы формирования звёзд и планетных систем (см. Звездообразование), сопровождающиеся мощным ма-зерным излучением в линиях водяного пара (l = = 1,35 см) и гидроксила (l = 18 см). Ионизованный газ и пыль являются источниками теплового радиоизлучения. Межзвёздная среда заполнена релятивистскими частицами, к-рые создают фоновое синхротронное излучение, усиливающееся к плоскости Галактики. В межзвёздной среде возникают атомарные и молекулярные спектральные линии (в частности, радиолиния водорода 21 см). Во мн. случаях эти линии связаны с холодным газом и могут наблюдаться только в радиодиапазоне. Др. галактики также являются источниками радиоизлучения, но в связи с их большой удалённостью регистрируется радиоизлучение лишь наиб. мощных из них. Это - квазары, радиогалактики, лацертиды (см. Объекты с активными ядрами, Ядра галактик). Вселенная в целом - источник изотропного сантиметрового и миллиметрового радиоизлучений с темп-рой ок. 2,7 К - реликтом ранних стадий её эволюции (см. Микроволновое фоновое излучение).

Лит. см. при ст. Антенна радиотелескопа, Апертурный синтез. Л. И. Матвеенко.