Полосы для наблюдения спектральных линий

Наблюдения спектральных линий должны осуществляться на конкретных частотах, задаваемых спектром излучения интересующих атомов или молекул. Линии, которые представляют наибольшую важность для астрофизики на частотах ниже 1000 ГГц, перечислены в Таблицах 3.2 и 3.3 (см. также Таблицы 1 и 2 в Рекомендации МСЭ-R RA.314). Помимо этого, Рекомендация МСЭ-R RA.1860 "Предпочтительные полосы частот для радиоастрономических измерений в диапазоне 1–3 ТГц" содержит весьма длинный перечень спектральных линий, наиболее важных с точки зрения астрофизики, в диапазоне от 1000 до 3000 ГГц. Они основаны на рекомендации Международного астрономического союза (МАС) и выбраны из тысячи линий, которые были обнаружены или предсказаны в микроволновом спектре9. Перечень наиболее важных линий периодически обновляется МАС, и изменения вносятся в журнал IAU Proceedings, а также в Рекомендации МСЭ‑R RA.314 и RA.1860.

Значения ширины полосы, требуемые для наблюдения указанных в Таблицах 3.2 и 3.3 линий, определяются доплеровскими сдвигами частоты относительно собственных частот линий, вызванными радиальной скоростью излучающей области относительно наблюдателя на Земле. Для большинства молекул диапазон скоростей составляет ±300 км/с, учитывающий диапазон радиальных скоростей спектральных линий, возникающих в нашей Галактике. Это соответствует доплеровскому сдвигу в ± 0,1% от собственной частоты. Однако наблюдается все большее число спектральных линий в составе излучений из других галактик, и предложенные минимальные полосы для некоторых линий в таблицах были расширены в сторону низких частот, чтобы учесть более высокие скорости удаления этих галактик. Многие из линий уже были обнаружены во внешних галактиках. В таких случаях предлагаемые минимальные полосы придется соответствующим образом изменить в будущих пересмотрах перечней.

Многие перечисленные в Таблице 3.2 линии признаны в Таблице распределения частот РР представляющими интерес для РАС. В некоторых случаях принятая ширина полосы по крайней мере не меньше указанной в Таблице 3.2, но статус распределения ниже первичного и предоставлена недостаточная защита. В особенности это справедливо для более длинных волн, так как апертура приема по боковым лепесткам изотропной антенны l²/4p возрастает с 10 мм² на частоте 30 ГГц до 10⁵ м² на частоте 300 МГц. Для некоторых спектральных линий, наблюдаемых в излучении от далеких галактик, например OH (1612, 1720 МГц), CH (3263, 3335 и 3349 МГц), H₂CO (4830 МГц) и H₂O (22,235 ГГц), распределенные значения ширины полосы недостаточны. Большинство из обнаруженных тысяч спектральных линий, не включенных в Таблицу 3.2, вообще не имеют защиты. С увеличением использования спектра активными службами наблюдение многих из этих линий может стать практически невозможным. Это, в частности, относится к линиям в полосах (или вблизи них), распределенных для служб с передачами со спутников.

ТАБЛИЦА 3.2

Наиболее важные для радиоастрономии радиочастотные линии
на частотах ниже 275 ГГц

Таблица 3.2 (окончание)

таблица 3.3

Наиболее важные для радиоастрономии
радиочастотные линии на частотах между 275 и 1000 ГГц

ГЛАВА 4

Чувствительность радиоастрономических
наблюдений к помехам

Введение

Измеряемое в радиоастрономии излучение почти всегда имеет гауссово распределение вероятностей для амплитуды. За исключением случаев излучений узкополосных спектральных линий, оно имеет такие же статистические характеристики, что и излучение теплового шума Земли и ее атмосферы или шума самого приемника. Более того, космическое радиоизлучение очень слабое. В радиоастрономических наблюдениях отношение сигнала к шуму (S / N) в РЧ- и ПЧ-каскадах приемника обычно находится в пределах от –20 до –60 дБ, т. е. вклад мощности от исследуемого источника в 10^–2–10^–6 раз меньше, чем нежелательная шумовая мощность атмосферы, Земли и цепей приемника. В большинстве систем связи соответствующее отношение S / N имеет порядок единицы и более. Поскольку радиоастрономические сигналы такие слабые по сравнению с сигналами других служб, радиоастрономические наблюдения очень чувствительны к радиопомехам, и, исключая пульсары, космические сигналы обычно не имеют характерной модуляции, которая помогла бы выделить их на фоне шума или отделить от разнообразных мешающих сигналов.

Причина того, что наблюдения со столь низким отношением S / N позволяют получить полезные результаты измерений, заключается в том, что если в других радиослужбах информация обычно содержится в изменении свойств передаваемого сигнала (т. е. в модуляции), то в радиоастрономических измерениях обычно наблюдают средние характеристики сигнала. Когда в ПЧ‑каскадах приемника с помощью детектора измеряют общую мощность шума и выход детектора усредняется за много секунд, а иногда и за много часов, это приводит к существенному снижению статистических флуктуаций измеряемых величин. В настоящее время можно определить частичные изменения общего уровня помех, которые составляют величину порядка 10^–8 от среднего уровня. Для этого необходимо провести усреднение по меньшей мере 10¹⁶ независимых выборок. Примером высокой чувствительности радиоастрономических наблюдений может служить угловая структура космического фонового излучения, нанесенная на карту при помощи спутника "PLANCK" [Planck Collaboration et al., 2011], который в настоящее время работает в точке Лагранжа L₂ Солнце-Земля, отмеченной в Рекомендации МСЭ-R RA.1417. Были измерены колебания фоновой температуры 2,8 К, составляющие величину порядка 10^–6, что на 75 дБ и более ниже шумовой температуры системы в приемниках на спутнике. Высокая чувствительность таких наблюдений достигается за счет потери информации о краткосрочных изменениях любых характеристик сигнала, которые теряются при усреднении, необходимом для снижения флуктуаций шума. За открытие этих флуктуаций [Smoot et al., 1992], которые указывают на зарождение крупномасштабной структуры в сегодняшней Вселенной, в 2006 году была присуждена Нобелевская премия по физике. Это четвертый случай присуждения такой премии за исследования в области радиоастрономии.

В качестве исторической ссылки описываемый в этой главе метод анализа пороговых уровней помех был впервые приведен в приложении к Отчету 224-1 бывшего МККР [Oslo, 1966]. Пороговые уровни помех, приведенные в этом Отчете, после последующих пересмотров и дополнений послужили основной для координации частот в радиоастрономии и были включены в Приложение 1 к Рекомендации МСЭ-R RA.769, а также в Таблицы 4.1 и 4.2 в этой главе.