Admin

Радиоинтерферометрия дальнего космоса

В. Серопегин

Наиболее мощными источниками радиосигналов во Вселенной являются радиогалактики и квазары. Сейчас их наблюдение ведётся с помощью сети радиотелескопов, рассредоточенных по всему земному шару. Исследования в радиоастрономии, обеспечивающие исключительно высокое разрешение, называют радиоинтерферометрией со сверхдлинной базой (РСДБ).
Удачное сочетание методов радиоинтерферометрии с возможностями вычислительной техники позволило получать такие решения, которые казались невозможными в эпоху зарождения радиоастрономии.
С появлением атомных стандартов частоты радиоастрономы синхронизируют результаты наблюдений от нескольких радиотелескопов, разнесённых на огромные расстояния. В результате достигают высокой степени разрешения при астрономических наблюдениях.
При РСДБ используется разнесённый приём радиоизлучений от космических объектов.
Впервые идея РСДБ была предложена учёными нашей страны Н. С. Кардашёвым (рис. 1), Л. И. Матвеенко и Г. Б. Шоломицким в 1965 году [1].


В простейшем случае радиоинтерферометр состоит из двух радиотелескопов, разнесённых на сотни или тысячи километров и наблюдающих один и тот же квазар — звёздоподобный внегалактический источник шумового радиоизлучения с чрезвычайно широким спектром. Квазары находятся на расстояниях от Земли в десятки и сотни миллионов световых лет, практически в бесконечности, поэтому приходящие от квазара радиоволны имеют идеально плоский фронт, а поступающие на оба радиотелескопа сигналы приходят по строго параллельным путям. Эти шумовые сигналы совершенно идентичны, но приходят на радиотелескопы с некоторой временной задержкой т один относительно другого, обусловленной разностью расстояний AS от различных радиотелескопов до квазара. Линию, соединяющую центры антенн радиотелескопов 1 и 2, называют вектором базы D (рис. 2).
Вектор базы D имеет длину D = AS/cosp, а так как AS = Vt, где V — скорость распространения радиоволн, то т = (D/V)cosp (р — угол между базой и направлением на квазар), т. е. задержка т содержит информацию о длине D. Эта задержка измеряется корреляционным методом (рис. 3). Записи сигналов S(t) и S(t + т) на телескопах 1 и 2 сводятся вместе в корреляторе, на выходе которого воспроизводится корреляционная функция К12(т) = =<S(t) • S(t + т)>, имеющая максимум при т = 0. Сдвигая записи до появления максимума выходного сигнала, определяют задержку т, равную сдвигу.

На обоих радиотелескопах шумовые сигналы от квазара записываются с учётом меток времени на широкополосные магнитофоны. Записи сводят вместе в центре обработки на корреляторе, перемножающем сигналы с осреднением произведения за большой промежуток времени, который намного больше периода самой низкочастотной составляющей спектра входных сигналов. Это осреднённое произведение есть корреляционная функция входных сигналов, и её значение снимается с выхода коррелятора.

Сигнал от квазара с антенны поступает в приёмную систему и передаётся в квантователь — преобразователь аналогового сигнала в цифровой. Обработанный сигнал вместе с метками времени, которые вырабатывают атомные часы, записываются. В центральном пункте управления записи сигналов от двух радиотелескопов коррелируются для определения временной задержки т.
Теоретически разрешающая способность телескопа определяется как угловой размер наименьшей видимой детали изображения и выражается отношением Х/D, где X — длина волны излучения, D — диаметр входного отверстия (апертура) [2]. Уже достигнутое практически в радиоастрономии разрешение 0,0001" не противоречит определению этого показателя Х/D. Требуемая для столь высокого разрешения очень большая апертура получается за счёт "апертурного синтеза" — такого способа наблюдения, при котором радиосигналы принимаются и записываются одновременно двумя или более приборами, удалёнными друг от друга на сотни и тысячи километров, а затем складываются. При этом для обеспечения высокой точности сложения в процессе наблюдения поддерживается постоянство фазового соотношения между радиосигналами, которые принимаются различными телескопами, участвующими в виртуальном синтезе. Если это условие соблюдено, принимаемые сигналы — когерентны.
Из-за вращения Земли разность хода AS, а следовательно, и задержка т изменяются (рис. 4). Параметр, пропорциональный скорости изменения задержки, называют частотой интерференции f. По измеренным параметрам т и f можно получить разность хода AS и её изменение во времени. Параметр AS является функцией радиус-векторов пунктов 1 и 2 и направления на квазар. Метод РСДБ позволяет определить длину вектора базы с ошибкой 2...3 см и направление на квазар с точностью до 0,001 угловой секунды по обеим угловым координатам [2]. Высокая точность определения длины базы даёт возможность изучать современные движения земной коры в масштабах планеты.


Записи сигналов на радиотелескопах привязаны к единой шкале времени, для чего часы на обеих станциях синхронизируют. Это осуществляется с помощью независимых местных стандартов частоты и времени, которые контролируются по высокостабильному атомному эталону — водородному мазеру с относительной нестабильностью 2* 10’14 за сутки. Мазер работает в радиодиапазоне на частоте примерно 1,4 ГГц (X = 21 см), а нестабильность 2*10“14 означает, что уход таких "часов" составляет 0,4 с за миллион лет. Метки времени записываются одновременно с записью радиосигналов на обеих станциях РСДБ, и именно по сдвигу одноимённых меток определяют задержку т при корреляционной обработке записей.

В радиотелескопах применяются полноповоротные параболические антенны диаметром от 20 до 70 м. Телескопы работают в нескольких отдельных диапазонах частот, охватывающих интервал длин волн от нескольких миллиметров до нескольких метров. Приёмные системы радиотелескопов обладают очень высокой чувствительностью. Чтобы свести к минимуму шумы внутри аппаратуры, усилители принимаемых сигналов охлаждаются до температуры 15 К (-258 °C).
В отличие от оптического случая, непосредственной интерференции радиоволн в РСДБ не наблюдают. Она была бы, если два сигнала от одного источника, пройдя различные пути, приходили бы на один приёмник (телескоп). Но эти сигналы поступают на два отдельных телескопа, огромное расстояние между которыми не позволяет наложить сигналы непосредственно один на другой, как это делается в звёздном интерферометре Майкельсона с помощью системы зеркал.
В случае радиотелескопов речь идёт о синтезированной интерференции. Дело в том, что в результате обработки получают такой же результат, как если бы наблюдали интерференцию на одном радиотелескопе с диаметром антенны, равном длине базы D — расстоянию между двумя радиотелескопами. Индикатором служит появление сигнала на выходе коррелятора при достаточно близком совпадении записей. Этот сигнал при сдвиге записей прописывает корреляционную функцию, имеющую максимум при т = 0. В этот момент входные сигналы когерентны и выходной сигнал аналогичен полученному при непосредственной интерференции широкополосных сигналов, поступающих на две антенны.


Высокая точность метода РСДБ обусловлена тем, что использование двух разнесённых антенн даёт разрешающую способность, эквивалентную таковой для одной антенны с огромной апертурой (диаметром), равной длине базы.
На Земле максимальная длина базы, при которой расположенные на её концах радиотелескопы 1 и 2 могут быть направлены на один и тот же участок небесной сферы, составляет примерно 7000 км. Из наблюдений могут быть определены компоненты вектора базы, т. е. три разности координат пунктов 1 и 2 (DX, DY, DZ), по которым вычисляется длина вектора базы D с ошибкой
2...3 см, две угловые координаты квазара с ошибкой 0,001", две координаты точки Северного полюса Земли с ошибкой 3...6 см. Кроме того, определяются параметры прецессии и нутации — явлений, связанных с изменениями направления оси вращения Земли. Ось не сохраняет постоянное положение в пространстве, а описывает конус вокруг перпендикуляра к плоскости земной орбиты (прецессия), и на это движение накладываются колебания относительно среднего положения оси (нутация), обусловленные силами притяжения Солнца и Луны. РСДБ широко применяют не только для измерения параметров, связанных с Землёй, но и для решения астрометрических и астрофизических задач. При этом используется то обстоятельство, что РСДБ позволяет получать высококачественные радиоизображения различных космических объектов, не только квазаров (рис. 5).

Дальнейшим шагом в развитии радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой стало создание сетей РСДБ из нескольких радиотелескопов, которые управляются из единого центра и наводятся на один объект. Они могут работать в различных интервалах длин волн. Измерительную информацию подвергают совместной обработке, позволяющей получать более подробные сведения о наблюдаемом объекте, чем даёт одна пара радиотелескопов. Разрешающая способность сети определяется отношением длины волны к максимальному расстоянию между её элементами. Для предельно коротких длин волн (миллиметрового диапазона) можно достичь разрешения порядка 0,00003", что в миллион раз превышает разрешение человеческого глаза. Из сетей РСДБ можно создать глобальную геодезическую сеть — систему опорных пунктов с известными координатами.

Поскольку метод РСДБ даёт не сами координаты, а их разности, то для перехода к абсолютным координатам необходимо иметь координаты хотя бы из одного пункта сети. Для этого обычно используют метод лазерной локации с искусственных спутников Земли.
Одним из примеров сети РСДБ служит отечественная сеть "Квазар" (рис. 6), задуманная как система радиообсерваторий на территории России и СНГ с передачей данных по спутниковым и оптоволоконным каналам связи в центр управления и обработки. Первая очередь сети по проекту "Квазар" состоит из трёх радиотелескопов с антенными зеркалами диаметром 32 м каждое, расположенных в посёлке Светлое
станице Зеленчукская Ставропольского края (рис. 8) и в урочище Бодары в Бурятии, южнее озера Байкал (рис. 9).
Кроме "Квазара", существует европейская РСДБ-сеть EVN (European VLBI Network), американская — VLBA, австралийская — LNA, японский проект — VERA, а также проекты Китая и Южной Кореи.
Следующим шагом в развитии РСДБ стало объединение всех радиотелескопов и сетей в единую мировую радио-интерферометрическую сеть.

"В 90-е годы, — писал в 1998 г. Н. С. Кардашёв, — в астрономии возникла очень интересная и необычная ситуация — создан принципиально новый радиотелескоп, охватывающий весь земной шар. Все крупнейшие радиотелескопы мира объединены в глобальную систему, они могут по команде наводиться на одну и ту же часть неба. Принимаемые ими сигналы синхронизируются высокостабильными атомными генераторами и обрабатываются. Получающиеся изображения астрономических источников обладают таким же угловым разрешением, как если бы мы имели единый радиотелескоп с размерами порядка Земли. Эта глобальная сеть радиоинтерферометров даёт поразительные результаты, которые было трудно предвидеть”.
Все пункты сети "Квазар" включены в Международную глобальную радио-интерферометрическую сеть. Кроме того, в глобальной сети участвуют ещё несколько инструментов России и СНГ. Это радиотелескопы ОКБ МЭИ диаметром 64 м под Москвой (Медвежьи озёра) и под Калязином (рис. 10), а также 70-метровые радиотелескопы Центров дальней космической связи на востоке (около Уссурийска) и в Крыму (Евпатория). На высокогорном плато Суффа в Узбекистане строится 70-метровый радиотелескоп миллиметровых волн.

Глобальная мировая радиоинтерферометрическая сеть позволяет изучать физические процессы, происходящие в сверхкомпактных космических источниках радиоизлучения (квазары, ядра
галактик, космические мазеры и др.). С её помощью удалось впервые наблюдать очень редкое явление — взрыв сверхновой звезды в его начальной стадии. На базе между радиотелескопом под Калязином и 34-метровой антенной в Кашиме (Япония) проведена серия экспериментов по измерению координат пульсаров — вращающихся нейтронных звёзд. Изучение радиоизображений со сверхвысоким разрешением дало возможность обнаружить чрезвычайно массивные чёрные дыры, работающие как сверхмощный природный ускоритель частиц. Подобные исследования представляют исключительный интерес для астрономии, космологии и физики элементарных частиц.

Самый последний этап в развитии РСДБ — вынос радиотелескопа в космос. Космический радиотелескоп, работающий совместно с наземной сетью, образует радиоинтерферометр, длина базы которого определяется высотой орбиты, на которую он запущен. Впервые такой проект под названием VSOP (VLBI Space Observation Programme — программа наблюдений с помощью космической РСДБ) осуществили японские исследователи, запустившие в 1997 г. восьмиметровую параболическую антенну на орбиту, максимальное удаление которой от Земли составляет около 20000 км [3]. Глобальная сеть наземных радиоинтерферометров с добавлением космического радиотелескопа VSOP используется для изучения процессов вокруг чёрных дыр, в центрах активных галактик и т. п.
В России предложен крупнейший в мире проект наземно-космической РСДБ — "Радиоастрон". Его научным руководителем был один из "отцов" РСДБ директор Астрокосмического центра ФИАН академик Н. С. Кардашёв.


В проекте используется десятиметровый космический радиотелескоп "Радиоастрон" (рис. 11) на орбите с максимальным удалением от Земли до 300000 км. Радиоинтерферометр с такой базой имеет разрешающую способность до одной стотысячной угловой секунды. При таком разрешении наблюдатель с Земли мог бы разглядеть на Луне камешек размером 2 см. В этом глобальном проекте участвуют радиоастрономические обсерватории США, Канады, европейских государств, Китая, Индии и Австралии.

Но мысль учёных идёт ещё дальше. Как отмечал Николай Семёнович Кардашёв, размеры орбиты космического радиотелескопа можно увеличить на много порядков и построить космическую сеть радиотелескопов, работающую совместно с наземной. Для получения наилучших результатов, наивысшего разрешения необходимо правильно выбрать интервал длин волн. При этом следует учитывать два ограничивающих фактора: потери излучения при распространении в космическом пространстве и чувствительность телескопа. Потери излучения в радиодиапазоне происходят вследствие рассеяния радиоволн на скоплениях межзвёздной плазмы и поглощения в отдельных районах межзвёздной среды. Эти явления меньше всего проявляются в области электромагнитного спектра между радио- и оптическим диапазонами, на длинах волн от нескольких миллиметров до нескольких микрометров в области, оптимальной и с точки зрения чувствительности телескопов. Поэтому дальнейшее развитие радиотелескопии в космосе видится учёным-радиоастрономам в переходе на миллиметровый и субмиллиметровый диапазоны, а в дальнейшем — и на инфракрасный. В Астрокосмическом центре ФИАН разработаны перспективные проекты [4] "Миллиметрон" и "Субмиллиметрон” (рис. 12), предусматривающие создание Международной космической обсерватории-интерферометра "Земля — Космос — Космос", включающей в себя космическую сеть радиотелескопов этих диапазонов.
Таким образом, будущее для размещения такой сети — область на расстоянии 1500000 км от Земли в противосолнечном направлении. В подобной системе космический телескоп с 12-метровым зеркалом будет эквивалентен по чувствительности наземному радиотелескопу с зеркалом диаметром три километра на волне X = 2 см, а в интерферометрическом режиме позволит реализовать разрешение в тысячи раз выше, чем интерферометры с предельной наземной базой.

ЛИТЕРАТУРА

1. Матвеенко Л. Радиотелескоп размером с земной шар. — Наука и жизнь, 1973, № 10, с. 25—32.
2. Кардашёв Н. С. Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами. — Вестник РАН, 1998, № 6, с. 529—534.
3. Very Long Baseline Array. — URL: https://science.nrao.edu/facilities/vlba (18.11.23).
4. Gromov V. D., Kardashev N. S., Kuzmin L. Sub millimeter Space Telescope Project "Submillimetron". — URL: https://www. researchgate.net/publication/44181270_ Sub_millimeter_Space_Telescope_Project_ Submillimetron (18.11.23).