Выбор возможных полос частот

Не может быть никаких предварительных сведений о частоте и других характеристиках сигналов от внеземных цивилизаций, которые могут быть обнаружены, и практически невозможно охватить весь радиоспектр или даже ту его часть, которая доступна для наблюдения из находящихся на поверхности Земли обсерваторий. Поэтому должны быть выбраны ограниченные частотные полосы на основе теоретических догадок.

В Отчете бывшего МККР 700-1 (Дюссельдорф, 1990) обсуждаются основания для выбора определенных полос частот для поиска. Общей особенностью всех предлагаемых полос служит их связь с частотами природных явлений. В основе этого лежит предположение, что внеземные цивилизации могут предпочесть передачу на частотах, которые являются общими для всей Галактики, или на некоторых кратных частотах для этих общих частот исходя из того, что другие цивилизации также знают о данных частотах и соответствующим образом планируют свои приемные системы. Поэтому эти полосы соотносят с частотами известных спектральных линий, связанных с наиболее распространенными в межзвездном пространстве атомами и молекулами, включая атомарный водород (HI) на 1420 МГц, гидроксильный радикал (OH) на 1612, 1665, 1667 и 1720 МГц и формальдегид (H₂CO) на 4830 МГц. Участок между линиями водорода и гидроксила, называемый "окном воды", был предпочтительно выбран в предположении, что основанные на воде формы жизни могут счесть этот спектральный диапазон существенным. Предлагали даже полосу, включающую частоту спектральной линии самого легкого искусственного атома позитрония, – 203 ГГц.

Несколько распределенных службе РАС полос защищены от антропогенного излучения, так же как и несколько полос, распределенных для пассивного зондирования. Эти полосы являются удачными кандидатами для использования в программе SETI, поскольку они защищены от помех и во многих случаях включают спектральные линии, широко распространенные в Галактике.

 

Существует множество точек зрения на выбор полос. Но поскольку нет никаких предварительных сведений о характере и даже существовании внеземных сигналов, то тщательный поиск должен охватывать как можно более широкий диапазон частот.

ССЫЛКИ

 

BATES, D. [1988] Radio searches for extraterrestrial civilizations. Quarterly J. of the Royal Astronom. Soc., Vol. 29, p. 307‑311.

COCCONI, G. and MORRISON, P. [1959] Searching for interstellar communications. Nature, 184, p. 844‑846.

DRAKE, F. D. [1961] Project Ozma. Physics Today, Vol. 14, p. 40‑46.

DRAKE, F. D. and SOBEL, D. [1992] Is anyone out there?: The Scientific Search for Extraterrestrial Intelligence. Delacorte Press, New York, United States of America.

КАРДАШЁВ, Н. С. [1964] Передача информации внеземными цивилизациями. Советская астрономия, Астрономический журнал, 8, с. 217–221.

LAZIO, T. J. W., TARTER, J. C. and BACKUS, P. R. [July 2002] The META Candidates Were Not Transmissions From Intrinsically Steady Sources. Astronomical J., Vol. 124, p. 560‑564.

NASA [July 1973] Project Cyclops. Ames Research Center, Moffett Field, California, United States of America, Report CR 114445, Revised Edition, p. 243.

OLIVER, B. M. [1987] The windows of SETI: frequency and time in the search for extraterrestrial intelligence. The Planetary Report, Vol. VII, 6, p. 23‑25.

SAGAN, C. and HOROWITZ, P. [September 1993] Five Years Of Project META: An All-Sky Narrowband Radio Search For Extraterrestrial Signals. Astrophysical J., Vol. 415, 218, p. 218‑235.

TARTER, J. C. [2001] The Search for Extraterrestrial Intelligence (SETI). Annual Rev. of Astronom. and Astrophys., Vol. 39, p. 511‑548.

ТРОИЦКИЙ, В. С., СТАРОДУБЦЕВ, А. М., ГЕРШТЕЙН, Л. Л. и РАХЛИН, В. Л. [1971] Опыт поиска монохроматического радиоизлучения от звезд в окрестностях Солнца на частоте 927 МГц. Астрономический журнал, т. 48, с. 645–647.

SIEMION, A. P. V., DEMOREST, P., KORPELA, E., MADDALENA, R., WERTHIMER, D., COBB, J., HOWARD, A.W., LANGSTON, G., LEBOFSKY, M., MARCY, G.W., TARTER, J. A 1.1-1.9 GHz SETI Survey of the Kepler Field. I. A Search for Narrow-band Emission from Select Targets, Astrophysical. J., Vol. 767, p. 94.

SHKLOVSKII, I. S. and SAGAN, C. [1966] Intelligent life in the Universe, Holden-Day, Inc.

ГЛАВА 11

Наземная радиолокационная астрономия

 

Введение

Астрономия с использованием радиолокаторов предъявляет те же требования, что и радиоастрономия, т. е. доступ без помех к полосам в радиоспектре. Она отличается от радиоастрономии тем, что является активной службой, которая не только принимает, но и передает. Она также отличается тем, что сегодня существует всего три передающие станции, работающие в этой области: одна в Пуэрто-Рико, одна в Калифорнии и одна в Крыму, которые используют четыре полосы между 430 МГц и 8 ГГц (см. Таблицу 11.1). Поскольку прием отраженного сигнала радиолокатора возможен передающей или вспомогательной антенной, то принимающих станций почти вдвое больше, чем передающих станций. Все используемые сегодня передающие и принимающие антенны применяются также для пассивных радиоастрономических наблюдений или связи с космическими аппаратами. Снова возник интерес к наблюдению с помощью радиолокатора солнечной короны и к обсуждению систем передачи, работающих в сочетании с планируемыми решетками низкочастотных радиотелескопов (LOFAR). Частота пока не выбрана, но, вероятно, она будет в диапазоне от 15 до 50 МГц.

Радиолокационная астрономия включает использование наземных радиолокационных систем для:

–      изучения характеристик отражения радиоволн, размера и направлений вращения больших и малых твердых тел в солнечной системе;

–      измерения доплеровских сдвигов и задержки по времени для получения скоростей и расстояний в целях определения параметров орбиты, особенно для находящихся вблизи Земли астероидов, которые могут в будущем создать угрозу для Земли;

–      изучения межпланетной среды и солнечной короны с помощью их воздействия на распространяющийся через них сигнал радиолокатора и изучения отражений радиолокационного сигнала от солнечной короны.

С радиолокационной астрономией связаны такие исследования, которые выдвигают аналогичные требования; они включают изучение атмосферы и ионосферы Земли с помощью некогерентного рассеяния, стратосферные и метеорные радиолокаторы.

Радиолокационная астрономия официально родилась в 1946 году при обнаружении первых отражений от Луны, но ее фактическое начало в качестве подраздела астрономии приходится на 1961 год, когда обнаружили отраженные сигналы от Венеры. Вскоре последовало обнаружение других планет земной группы – Меркурия и Марса. К успехам этого начального периода можно отнести определение периодов вращения Венеры и Меркурия и уточнение в сто раз наших сведений об астрономической единице. В эти годы также наблюдался существенный интерес к разработке методов наблюдений и приборов. Описание ранних наблюдений и разработки приборов можно найти в [Evans and Hagfors, 1968], а обзор начальной истории радиолокационной астрономии приведен в [Butrica, 1996].

Второй этап радиолокационной астрономии наступил в начале 1970-х годов при существенном увеличении чувствительности используемых систем в связи с монтажом радиолокатора на частоте 2,38 ГГц на появившемся тогда телескопе Аресибо с обновленной поверхностью зеркала диаметром 305 м и с модернизацией системы на 8,5 ГГц на принадлежавшем тогда NASA/JPL телескопе Goldstone диаметром 64 м. Одновременно перестали работать системы планетных радиолокаторов Jodrell Bank в Соединенном Королевстве и Haystack в США, оставив две антенны в Соединенных Штатах Америки и одну в бывшем Советском Союзе (теперь Республика Украина) в качестве единственных передающих станций для радиолокационной астрономии, и такое положение сохраняется по сегодняшний день, как показано в Таблице 11.1.

 

В течение двадцати лет с 1972 по 1992 год радиолокационная астрономия внесла многое в наши знания о солнечной системе (см. обзор [Ostro, 2002]). Было обнаружено, что частицы в кольцах Сатурна имеют размер в сантиметры и более, были открыты необычные характеристики рассеяния ледяных спутников Галилея планеты Юпитер, было получено изображение 40% поверхности Венеры с разрешением 2 км, на полюсах Меркурия были найдены отложения льда, были измерены характеристики отражения радиоволн для десятков астероидов в основном поясе и вблизи Земли, а также ряда комет, и по доплеровской задержке были получены изображения с высоким разрешением для двух приближающихся к Земле астероидов. В области разработки приборов была введена радиолокационная интерферометрия для разрешения северо-южной неопределенности, свойственной изображениям по доплеровской задержке, были разработаны системы с разнесенными антеннами, в частности между антенной в Голдстоуне (передающей) и VLA в Нью-Мексико (приемной), и были использованы псевдобесконечные схемы кодирования для решения проблемы разброса при получении изображения быстро вращающихся объектов.

В середине 1990‑х годов была заменена оптика телескопа Аресибо для использования системы двойного субрефлектора системы Грегори в целях введения поправки на сферическую аберрацию телескопа. Был также построен экран высотой 15 м по всему периметру первичного отражателя диаметром в 305 м, чтобы экранировать приемники от излучения Земли. Эти модификации привели к заметному увеличению чувствительности телескопа на частотах выше 1,0 ГГц и снижению температуры системы. В сочетании с удвоением мощности передатчика в диапазоне S до 1 МВт эти усовершенствования привели к повышению чувствительности радиолокационной системы Аресибо в диапазоне S в 10 раз для зенита и больше чем в 20 раз для максимального зенитного угла телескопа в 20°. Почти в то же время улучшенные клистроны обеспечили небольшое увеличение чувствительности радиолокационной системы Голдстоун в диапазоне Х. Передатчик планетного радиолокатора Голдстоун в диапазоне S был выведен из эксплуатации в 2001 году.

В течение нескольких последних лет модернизированные системы Аресибо и Голдстоун интенсивно использовались для изучения как околоземных астероидов (NEA), так и астероидов основного пояса, что привело к открытию двойных NEA. Система Аресибо использовалась для изучения поверхности спутников Сатурна – Титана и Яфета и для получения изображения колец Сатурна. Были получены изображения с более высоким разрешением отложений льда на полюсах Меркурия, были проведены альтиметрические наблюдения полярных районов Луны и поверхностных отложений на Венере, изученных с помощью анализа поляризационных характеристик отраженных сигналов.

 

 

ТАБЛИЦА 11.1

Установки радиолокационной астрономии

Радиолокационные системы							Основные вспомогательные приемные антенны
Место- положение	Широта	Восточная долгота	Частота (ГГц)	Тип и мощность передатчика (кВт)	Усиление антенны	Темпе-ратура системы (K)	Местоположение	Тип антенны
Аресибо (1), Пуэрто-Рико	18°21¢	–66°45¢	0,430	Импульсный средняя 150 пиковая 2 500	61	55
Аресибо(1), Пуэрто-Рико	18°21¢	–66°45¢	2,380	CW 1000	73,4	26	Грин Бэнк, Западная Вирджиния, США Голдстоун, Калифорния, США Сан-Круа, Гавайи, США	Зеркало 100 м Зеркала 70 м и 34 м VLBA (зеркала 10 ´ 25 м)
Голдстоун, Калифорния, США	35°23¢	–116°51¢	8,560	CW 470	73	14	Сокорро, Нью-Мексико, США Грин Бэнк, Западная Вирджиния(2), США	VLA (зеркала 27 ´ 25 м) Зеркало 100 м
Евпатория, Крым, Украина	45°11¢	33°11¢	5,01	CW 150	69	45	Эффельберг, Германия Медичина, Италия	Зеркало 100 м Зеркало 32 м
(1)    Телескоп Аресибо можно ориентировать на 20° от вертикали. Параметры приведены для ориентации на зенит. (2)    Предполагается достаточно интенсивное использование.

 

 

Вопросы чувствительности

Для решения поставленных задач изучения крупных и малых тел в нашей солнечной системе радиолокационная астрономия требует больших антенн, передатчиков высокой мощности и усилителей входных каскадов с очень низким шумом. Эти потребности определяются обратной зависимостью напряженности поля принимаемого сигнала от расстояния в четвертой степени. Для антенны с коэффициентом усиления G, оборудованной передатчиком CW с мощностью несущей P_T (за исключением системы Аресибо на 430 МГц, передатчики всех планетных радиолокаторов относятся к типу CW, поскольку практически для всех изученных объектов общая чувствительность зависит от средней переданной мощности), мощность P, получаемая антенной с эффективной площадью сбора A после отражения от цели с поперечным сечением s на расстоянии R от радиолокатора, определяется как

 

                                                                                                                     (11.1)

 

Если, как это бывает обычно, одна и та же антенна используется и для передачи, и для приема на длине волны l, то

                                                                                                                    (11.2)

 

Общая чувствительность радиолокационной системы зависит от отношения мощности принятого сигнала к среднеквадратичным флуктуациям мощности шума, возникающим из складывающихся вкладов от небосвода (микроволновой фон и на более низких частотах нетепловое излучение от нашей Галактики), излучения атмосферы, земли, входных усилителей и, конечно, помех. Сумма этих мощностей шума обычно описывается температурой системы T_s, которая связана с мощностью шума P_N соотношением P_N = k T_s B, где k – постоянная Больцмана, а B – ширина соответствующей полосы частот, обычно с доплеровским расширением. Среднеквадратичные флуктуации шума определяются соотношением P_N (t B)^–1/2, где t – время интеграции.

Если пренебречь свойствами цели и другими постоянными,

 

                                        Чувствительность                                    (11.3)

 

или при использовании одной и той же антенны для передачи и приема

 

                                          Чувствительность .                                             (11.4)

 

Итак, требования радиолокационной астрономии очень близки к требованиям радиоастрономии (большие антенны, малошумящие входные усилители и отсутствие мешающих сигналов), но сочетаются с очень мощными передатчиками. Поскольку усиление G обратно пропорционально λ², уравнения (11.1) и (11.2) показывают, что с увеличением частоты возрастает и чувствительность.

Требования к рабочим режимам и ширине полосы

В радиолокационной астрономии используются как сигналы CW, так и модулированные сигналы, причем их выбор зависит от природы целевого объекта и задач эксперимента. В экспериментах с CW при передаче монохроматического сигнала отраженный сигнал получает доплеровское расширение за счет угловой скорости вращения целевого объекта (W рад/с), при этом расширение имеет вид

 

                                                                                                              (11.5)

 

где:

        a – радиус объекта;

        n₀ – частота передачи;

        c – скорость света;

        q – угол между осью вращения и направлением прямой видимости от радара.

Обычно передаются волны с круговой поляризацией, и спектры отраженного сигнала с двумя направлениями принятой круговой поляризации дают информацию об отражательной способности радиолокатора, неровностях поверхности в масштабе длины волны, периоде вращения и т. д. Хотя для повышения возможностей обнаружения принимаемого сигнала можно использовать переключение частоты передаваемого сигнала каждые несколько секунд, общая ширина полосы, используемая для передачи и приема, в случае CW редко превосходит несколько десятков килогерц.

Двухмерное (доплеровская задержка) изображение используется для картографии свойств отражения радиоволн на поверхностях планет земной группы, астероидов, а в будущем, можно надеяться, и комет. Необходимую модуляцию передаваемого сигнала можно получить с помощью импульсной модуляции. Некоторые ранние системы были импульсными, но все недавние устройства относятся к типу CW, поскольку чувствительность обычно зависит от средней переданной мощности, а высокую среднюю мощность легче и дешевле получать с помощью передатчиков CW. Поэтому в современных системах используют фазовую модуляцию сигнала CW на основе двухфазной модуляции, основанной на повторяющихся кодах максимальной длины со сдвигом регистра. Свойства функции автокорреляции для таких кодов делают их идеальными для использования в планетной радиолокации. В настоящее время самый короткий базовый интервал, который обычно используется для переключения фаз между двумя состояниями, отличающимися на 180°, составляет 0,1 мкс, что отвечает разрешению по дальности в 15 м. Требуемая ширина полосы приемника при использовании интервала переключения в 0,1 мкс составляет около 20 МГц, и эта ширина полосы определяет текущие требования радиолокационной астрономии. Доплеровский сдвиг за счет относительного движения целевого объекта и Земли может сместить полосу приема относительно частоты передатчика на величину до нескольких мегагерц. Конечно, сильные помехи непосредственно за краями этой полосы могут привести к существенному ухудшению эксплуатационных характеристик приемника.