Измерение непрерывного излучения

На некоторых частотах, для того чтобы установить частотную зависимость непрерывного излучения, требуется проведение измерений. Измерения достаточно проводить с интервалами частот в одну октаву, поскольку спектр непрерывного излучения, как правило, сглаженный. Однако для измерения дисперсии пульсаров, вращения Фарадея, а также спектров самопоглощения желательно использовать интервалы с меньшим расстоянием между частотами. Чувствительность измерения повышается при использовании больших относительных значений ширины полосы на каждой частоте, при этом желательным значением считается 10%, а минимальным – 2%. Полосы частот, распределенные радиоастрономической службе для измерений в непрерывном спектре, рассматриваются в главе 3.

Большинство наблюдений источников радиоизлучения на частотах выше приблизительно 100 МГц проводилось с использованием "сферических зеркал" – антенн с параболическим отражателем. Их можно использовать как отдельное устройство или в виде антенных решеток. Ограничивающим фактором при использовании однозеркальных радиотелескопов является их угловое разрешение, которое соответствует их ширине диаграммы направленности по уровню половинной мощности. Их можно с достаточной эффективностью использовать для создания карт только той структуры на небосводе, которая образует углы, равные по меньшей мере нескольким значениям ширины диаграммы направленности антенны, например для радиоизлучения от Млечного пути, Солнца, Луны и от некоторых ближайших галактик. Обычно применяют разделение картируемого участка небосвода на последовательность растровых разверток, разделенных между собой не более чем на половину ширины диаграммы направленности, или на сетку точек с расстоянием между ними не более половины ширины диаграммы направленности. Создание карты может занять много времени, и при этом неявно предполагается, что источник и окружающая среда, в которой проводятся измерения, за это время не изменяются. В общем случае процедура измерений планируется таким образом, чтобы во время развертки угол места точки наблюдения оставался постоянным. Вследствие этого влияние наземного излучения в боковых лепестках во время развертки остается постоянным и его проще исключить. Однако во многих случаях однозеркальные телескопы обладают шириной диаграммы направленности большей, чем у наблюдаемого источника. В таких случаях измерения заключаются в определении параметров (например, интенсивности, поляризации) излучения от исследуемого источника и сравнения их с параметрами излучения от соседних участков небосвода. В идеальном случае строится карта участка вокруг источника, включая сам источник, так, чтобы можно было оценить избыток излучения над фоном. Однако когда время не позволяет сделать это, проводятся измерения для источника и для участков, охватывающих его, как показано на Рисунке 2.4. В большинстве случаев измеряемые параметры в процессе наблюдения существенно не меняются и могут быть усреднены по времени для каждого направления на небосвод. Изменения на выходе приемника за короткие промежутки времени показаны на Рисунке 2.5. Вклад источника в общее принимаемое излучение оценивается как S – (A + B + C + D)/4,где буквы обозначают средние уровни принимаемой мощности в соответствующих направлениях наведения на Рисунке 2.4.

РИСУНОК 2.4

Типичные направления наведения для наблюдения
с помощью однозеркального телескопа

РИСУНОК 2.5

Пример выходного сигнала приемника при наблюдении
с помощью однозеркального телескопа

Выходной сигнал приемника (ось ординат) как функция времени
(ось абсцисс) при проведении части наблюдения аналогичного типа, показанного на Рисунке 2.4. Левая часть записи соответствует положению B, центральная часть – положению S, а правая часть – положению D. В этой записи время интеграции составляет лишь несколько секунд. Впоследствии данные могут быть усреднены по времени, затраченному на каждое положение, а результаты по многим направлениям наведения могут быть дополнительно усреднены, что позволит достичь желаемого отношения S/N.

Решетка из двух или нескольких антенн, используемая в качестве инструмента картирования или получения изображения, имеет поле картирования, приблизительно равное ширине диаграммы направленности на уровне половинной мощности отдельной антенны, входящей в решетку, и разрешение, равное ширине диаграммы направленности на уровне половинной мощности для решетки. Каждая пара антенн в решетке действует как фильтр пространственных частот, измеряя амплитуду одной составляющей Фурье в изображении. Если в решетке достаточное количество антенн и они расположены в виде двумерной структуры, то за короткое время можно определить достаточно много составляющих Фурье, и изображение может быть получено за одно наблюдение. Другие решетки, такие как синтезирующий радиотелескоп в Радиоастрофизической обсерватории Доминиона в Канаде, являются линейными и используют вращение Земли для развертки изображения в разных направлениях. Наблюдения проводятся в течение примерно 12 часов с использованием фиксированных расстояний между антеннами, причем позднее исследования могут быть расширены за счет проведения дополнительных наблюдений с использованием различных расстояний между антеннами, с тем чтобы собрать достаточный объем информации в целях получения изображения. Антенны перемещают в новое положение через каждые 12 часов измерений. Синтезированную диаграмму направленности антенны для решетки не формируют, пока не будут обработаны данные для всей серии наблюдений источника, и затем определяется размер пикселов в полученном изображении. Пример синтезированного изображения показан на Рисунке 2.6. Наблюдения для получения этого радиоизображения были проведены на частоте 5 ГГц с помощью большой антенной решетки (VLA), т. е. решетки из 27 антенн, находящейся в Нью-Мехико.

РИСУНОК 2.6

Пример радиоизображения

Подробная структура и пространственное распределение радиоизлучения в источниках позволяют глубже понять механизм, вызывающий генерацию радиоизлучения. Не считая использование особых обстоятельств, в которых источник закрывается луной или планетой, очень детальное картирование требует применения больших антенных решеток. Например, система, способная обеспечивать угловое разрешение в несколько дуговых секунд, должна иметь размер порядка 100 000 длин волн. Самые мелкие угловые детали в масштабе приблизительно 10^–4 дуговой секунды можно получить с помощью методов VLBI с антеннами, расположенными на расстоянии тысяч километров одна от другой. Результирующее разрешение превышает, по крайней мере на порядок, лучшее угловое разрешение, которое сегодня можно получить в любой другой части электромагнитного спектра. Международная небесная система координат, принятая Международным астрономическим союзом для измерений местоположения, задается положениями более 200 внегалактических радиоисточников, которые были измерены с точностью до 0,5 дуговой миллисекунды с использованием методов VLBI [Ma et al., 1998]. Поскольку все антенны в решетке VLBI должны работать на одной и той же частоте, а отдельные антенны могут находиться в разных странах или на орбите Земли, необходима защита полос частот радиоастрономической службы на всемирной основе.