Измерение спектральных линий

Для наблюдения спектральных линий полосу пропускания приемника при помощи цифровой обработки сигнала промежуточной частоты (ПЧ) разделяют на большое количество частотных каналов одинаковой ширины. На Рисунке 2.7 приведен типичный выходной сигнал, получаемый при наблюдении с одной параболической антенной. Узкополосные излучения спектральных линий от атомов или молекул в космическом газовом облаке расширяются, как правило, за счет доплеровского сдвига, который обусловлен движением газа. Поэтому сведения об интенсивности и частоте можно использовать, чтобы сделать заключение о перемещении и массе материала в облаке. Однако спектральные данные без поправок искажаются за счет отклонения от равномерности полосы пропускания приемника, стоячих волн в системе антенна/облучатель и возможной неоднородности спектра фонового излучения. Эти эффекты обычно устраняются при помощи повторных наблюдений на слегка измененной центральной частоте, чтобы исключить влияние наклона и пульсаций в полосе пропускания, и повторных наблюдений в соседних положениях на небосводе, чтобы исключить фоновое излучение. Что касается излучения HI, широко распространенного на небосводе, полностью устранить влияние излучения, принимаемого боковыми лепестками, затруднительно. Для этого необходимы подробные данные обо всей диаграмме направленности антенны и некоторая информация о распределении космического газа, непреднамеренно полученная боковыми лепестками.

РИСУНОК 2.7

Пример профиля выходного сигнала приемника
для спектральной линии нейтрального водорода

 

Наблюдаемый профиль линии, т. е. изменение интенсивности в зависимости от частоты подвержено доплеровскому сдвигу от естественной собственной частоты за счет радиальной скорости атомов/молекул относительно наблюдателя. Турбулентное движение внутри облака расширяет наблюдаемый профиль. Если радиальная скорость v_r мала по сравнению со скоростью света с, то ее связь с относительным сдвигом частоты  дается выражением

.

Следует отметить, что знак скорости положителен для удаления, что приводит к отрицательному сдвигу частоты, т. е. уменьшению частоты, которое часто называют "красным смещением". Поскольку дифференциальное вращение в пределах нашей Галактики подразумевает, что наблюдаемые радиальные скорости галактических объектов находятся в диапазоне ± 300 км/с, данные по скорости фактически дают третье измерение (вдоль линии наблюдения), которое дополняет проекцию распределения вещества на небосводе. Кроме того, поляризация некоторых видов излучения линий, в частности мазерного излучения, также может предоставлять информацию о магнитных полях в этих облаках.

Если речь идет о молекулярном облаке, то интенсивность профиля на конкретной частоте зависит от температуры, плотности столба и оптической глубины на этой частоте. Эти параметры часто можно разделить, если данная линия имеет структуру, связанную со сверхтонким расщеплением участвующих в переходе энергетических уровней; в противном случае эти параметры могут быть определены путем сравнения различных переходов в одной и той же молекуле. Последний метод особенно полезен при устранении неопределенностей, вызываемых излучением оптически толстой среды, путем изучения одной из наименее распространенной в межзвездном пространстве модификаций изотопа, в частности излучения ¹³CO вместо ¹²CO.

Спектральные линии в радиодиапазоне особенно хорошо подходят для точного измерения доплеровских сдвигов, поскольку радиочастоты могут быть легко измерены с высокой точностью. Доплеровские измерения орбитального движения мазерных источников, излучающих линию воды на 22 ГГц, в сочетании с VLBI-измерениями их положения с высоким угловым разрешением позволили непосредственно измерить расстояние до галактики NGC4258, которое составляет 7,2 ± 0,3 Мпс6. Таким образом, были получены результаты первых прямых измерений расстояния до внегалактического объекта, полностью независимые от любых других астрономических измерений [Herrnstein et al., 1999].

Каждый канал спектрометра соответствует определенному диапазону доплеровского сдвига, поэтому если антенная решетка используется для наблюдения спектральных линий, для каждого канала формируется отдельное изображение. Во множестве случаев доплеровский сдвиг может интерпретироваться как расстояние, таким образом, вместо карты данных мы получаем куб данных, представляющий распределение вещества источника в кубе пространства.

Зачастую для получения чувствительности, необходимой для того, чтобы сделать интересные с астрофизической точки зрения заключения, требуются многочасовые наблюдения. Вредные помехи должны отсутствовать в достаточно широкой полосе, чтобы она включала линии с доплеровским сдвигом вместе с полосами сравнения, охватывающими излучение линии.

Современная практика

Совершенствование технических средств вносит значительный вклад в развитие радиоастрономии. Речь идет о постоянном росте центральных частот применяемых приемников, а также о снижении их системной температуры и увеличении полосы пропускания. В настоящее время повсеместно распространены серверы цифровых баз данных, доступ к ним можно осуществлять с помощью компьютера. Это позволяет проводить кратковременные сеансы подключения. Полученный на выходе сигнал (до его усреднения в целях достижения нужной чувствительности) может быть проверен на предмет наличия серьезных РЧ-помех. Прогресс в области скорости передачи данных и более чем доступный по цене объем памяти позволяют сохранять крупные массивы данных для последующей обработки с использованием усложненных алгоритмов. Больше всего пользы от многих таких разработок получают астрономы, ведущие VLBI-наблюдения. Получение данных в реальном времени по волоконно-оптическим сетям стало теперь возможным при одновременном использовании телескопов, расположенных в Северной и Южной Америке, а также в Европе и Южной Африке. При этом происходит сокращение объема информации, и законченные изображения могут быть получены практически в режиме реального времени. За прошедшее десятилетие для данного типа наблюдений полоса пропускания несколько раз увеличивалась вдвое с заметным повышением чувствительности. Для сравнения, результаты VLBI-наблюдений хранились ранее на магнитной ленте, и в последующие месяцы их объем необходимо было сокращать; с 60‑х годов XX века радиоастрономам, ведущим однозеркальные наблюдения спектральных линий, больше не приходится работать в столь медленном режиме.

Технический прогресс изменил предпочтительный режим проведения наблюдений непрерывного спектра. В настоящее время целесообразнее использовать цифровой спектрометр, который позволяет идентифицировать мощные РЧ-помехи и удалять их из спектров до начала измерений в непрерывном спектре. Кроме того, более широкие полосы пропускания современных приемников послужили для наблюдателей хорошим стимулом к использованию режимов наблюдения, которые для проведения исследований вне распределенных полос частот РАС имеют встроенную защиту против РЧ-помех. Другие наблюдатели получают достоверные астрономические данные путем использования узкополосных режекторных фильтров (в ряде случаев высокотемпературного сверхпроводящего типа) для подавления мощных нежелательных сигналов, возникающих вблизи границы выбранной полосы пропускания; а также путем использования высокой спектральной разрешающей способности, с тем чтобы методы резекции можно было применить к антропогенным узкополосным элементам. Тем не менее служба РАС пока нуждается в распределенных для нее полосах как в целях точной калибровки данных, так и для минимизации неоднозначности при наблюдениях спектральных линий, вызванной РЧ-помехами.

Выводы

Радиоастрономия играет существенную роль в изучении проблем фундаментальной физики и астрономии Вселенной. Многие исследуемые явления нельзя наблюдать в других частях электромагнитного спектра. В качестве примеров можно отметить излучение линий нейтральным атомарным водородом, микроволновое фоновое излучение и его угловую структуру, которая имеет важнейшее значение для космологии, большие области синхротронного излучения, связанные с радиогалактиками, и области образования звезд, закрытые пылью на частотах оптического диапазона. Кроме того, в области радиочастот можно добиться наивысшего углового разрешения и наиболее точных значений углового положения, а также наиболее точных доплеровских сдвигов. Таким образом, радиоастрономия является не просто приложением к традиционным оптическим методам, а играет ведущую роль в исследованиях, проводимых во многих областях астрономии и астрофизики.

 

 

 

ССЫЛКИ

BENNET, C. et al. [2003] "The Microwave Anisotropy Probe (MAP) Mission", Astrophysical Journal,
Vol 583 (1), p. 1–23.

BURKE, B. F. and GRAHAM-SMITH, F. [2002] An introduction to radio astronomy, 2nd ed., Cambridge University Press.

EWEN, H. I. and PURCELL, E. M. [1951] Observations of a line in the galactic radio spectrum. Nature, Vol. 168, p. 356.

HERRNSTEIN, J. R., MORAN, J. M., GREENHILL, L. J., DIAMOND, P. J., INOUE, M., NAKAI, N., MITOSHI, M., HENKEL, C. and RIESS, A. [1999] A geometric distance to the galaxy NGC4258 from orbital motions in a nuclear gas disk. Nature, Vol. 158, p. 539.

HEWISH, A., BELL, S. J., PILKINGTON, J. D. H., SCOTT, P. F. and COLLINS, R. A. [1968] Observations of a rapidly pulsating radio source. Nature, Vol. 217, p. 709‑713.

JANSKY, K. G. [1935] A note on the source of interstellar interference. Proc. IRE. Vol. 23, p. 1158‑1163.

JESSNER, A. et al. [2010] Giant pulses with nanosecond time resolution detected from the Crab pulsar at 8.5 and 15.1 GHz, Astronomy and Astrophysics, Vol. 524, id.A60.

KROTO, H. W., KIRBY, C., WALTON, D. R. M., AVERY, L. W., BROTEN, N. W., MACLEOD, J. M. and OKA, T. [1978] The detection of cyanohexatriyne in Heiles’s cloud 2. Astrophys. J., Vol. 219, L133‑L137.

KROTO, H. W., HEATH, J. R., OBRIEN, S. C., CURL, R. F. and SMALLEY, R. E. [1985] C ₆₀: Buckminsterfullerine. Nature, Vol. 318, p. 162‑163.

LILLEY, A. E. and PALMER, P. [1968] Tables of radio frequency recombination lines. Astrophys. J., Suppl. Series, Vol. 16, p. 143‑174.

D. LORIMER, D. and KRAMER, M. [2005]: Handbook of Pulsar Astronomy, CUP, Cambridge (U.K.).

LOVAS, F. J. [2004] Recommended rest frequencies for observed interstellar molecular microwave transitions – 2002 revision. J. Phys. and Chem. Ref. Data. Vol. 33, p. 117-335.

MA, C., ARIAS, E. F., FEY, A. L., GONTIER, A.-M., JACOBS, C. S., SOVERS, O. J., ARCHINAL, B. A. and CHARLOT, P. [1998] The international celestial reference frame as realized by very long baseline interferometry. Astron. J., Vol. 116, p. 516‑546.

MCLEAN, D. J. and LABRUM, N. R. [1985] Studies of the sun at metre wavelengths. Cambridge University Press.

Planck Collaboration et. al. [2011] Planck early results. I. The Planck Mission, Astron. and Astrophys, Vol. 536, 1.

PRYKE, C., HALVERSON, N. W., LEITCH, E. M., KOVAC, J., CARLSTROM, J. E., HOLZAPFEL, W. L. and DRAGOVAN, N. [2002] Cosmological parameter extraction from the first season of observations with the degree angular scale interferometer. Astrophys. J., Vol. 568, p. 46‑51.

ROBERTS, J. A. [1963] Radio emission from the planets. Planet and Space Sci., Vol. 11, p. 221.

SMOOT, G. F. and 27 co-authors [1992] Structure of the COBE differential microwave radiometer first-year maps. Astrophys. J., Vol. 396, L1‑L5.

SOROTCHENKO, R. L., BORODZITCH, O. S., DRAVSKIKH, Z. V. and KOLBASSOV, V. A. [1964] Proc. of the XIIth General Assembly of the International Astronomical Union, Hamburg, Germany.

 

Глава 3

Предпочтительные полосы частот
для радиоастрономических наблюдений

 

Общие соображения