Что могут сделать астрономы-аматоры для современной радиоастрономии

РЕФЕРАТ НА ТЕМУ:

ЧТО МОГУТ СДЕЛАТЬ АСТРОНОМЫ-АМАТОРЫ ДЛЯ СОВРЕМЕННОЙ РАДИОАСТРОНОМИИ?

Подготовил: Юрий Москаленко

Что могут астрономы-любители, имеющие в своем распоряжении небольшие антенны и простые приемники излучения, наблюдать на небе в радиодиапазоне? Какие источники радиоизлучения следует наблюдать, чтобы полученная информация представляла научный интерес? В каком диапазоне и как наблюдать эти источники?

Для обнаружения и приема космического радиоизлучения используются приборы, которые получили название радиотелескопов. Они состоят из антенны и приемной системы. Основой телескопа является либо антенна, либо металлическое зеркало, имеющее форму параболоида, задачей которых является улавливание излучения, идущего от исследуемого объекта, и собирание его в фокусе с помощью небольшой приемной антенны, называемой облучателем. Собранная облучателем энергия поступает в приемник, где усиливается до уровня, необходимого для записи на регистрирующем приборе.

Если исходить из технических требований, которые предъявляются к аппаратуре, то ясно, что проще всего собрать радиотелескоп в метровом диапазоне волн, где в качестве простейшей антенны можно использовать рамку с натянутой на нее металлической сеткой. Отраженная от нее энергия собирается диполем и с помощью кабеля передается в приемник.

Если бы мы смогли взглянуть на небо не в оптическом диапазоне, а на метровых волнах, то наряду с Солнцем увидели бы несколько очень ярких источников, таких как Кассиопея А (остаток взрыва сверхновой звезды), Стрелец А (центр нашей Галактики), Лебедь А (радиогалактика) и некоторые другие. Это очень интересные астрономические объекты, но наблюдения за ними на очень скромных инструментах научной ценности не представляют.

Особое место среди источников радиоизлучения занимает Солнце -- наше естественное дневное светило. Многие процессы и явления, наблюдаемые на Земле и в земной атмосфере, непосредственно связаны с процессами, происходящими на Солнце. Изучение Солнца и предсказание уровня его активности имеет большое практическое значение.

Солнце излучает энергию в очень широком диапазоне электромагнитного спектра: гамма-, рентгеновское, ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и радиоизлучение от миллиметровых до километровых длин волн. Во всех этих диапазонах ведутся наблюдения Солнца различными методами на многих обсерваториях мира и с помощью космических аппаратов. Таким образом, для исследования различных явлений на Солнце в настоящее время характерен комплексный подход с использованием данных об электромагнитном и корпускулярном излучении во всех доступных для наблюдений диапазонах длин волн и энергий.

Изучение радиоизлучения Солнца в миллиметровом и сантиметровом диапазонах, которое генерируется на уровне хромосферы, представляет большой практический интерес. Известно, что наблюдается корреляция всплесков жесткого рентгеновского излучения, регистрируемого с помощью космических аппаратов, с микроволновыми всплесками. Кроме того генерация всплесков микроволнового радиоизлучения связана с нестационарными вспышечными явлениями на Солнце, во время которых имеет место ускорение высокоэнергичных частиц (электронов и протонов), которые распространяются до орбиты Земли, вызывая ряд геофизических явлений. Они влияют на радиационную обстановку в околоземном космическом пространстве, на распространение радиоволн в земной ионосфере и многие другие аспекты жизнедеятельности человека. Исследования в области гелиобиологии показали, что существует сложная взаимосвязь между явлениями солнечной активности и биологическими процессами -- происходит изменение состава крови, наблюдается периодическое усиление эмидемий и эпизоотии и др. Результаты наблюдений активных явлений (развитие активных областей, появление вспышек, эруптивных волокон и протуберанцев) публикуется систематически в отечественных периодических изданиях (Солнечные данные, Космические данные), где приводятся фотогелиограммы и Н_а фильтрограммы Солнца, измерения площадей групп пятен и измерения магнитных полей, даны синоптические карты Солнца за каждый керрингтоновский оборот, содержатся данные о наблюдениях короны. Наиболее полный перечень наблюдательных данных приводится в Solar-Geophysical Data, издаваемым в Boulder (USA), где собраны все материалы по солнечной активности, полученные на всемирной сети обсерваторий.

Для того, чтобы обеспечить непрерывный и полный ряд наблюдений в течение суток и в различных диапазонах волн, существует сеть обсерваторий, расположенных на разных географических долготах, а также спутники, выводимые как на круговые, так и на сильно эллиптические орбиты. Наблюдения астрономов-любителей, проводимые систематически, могут стать существенным дополнением к общесоюзным программам исследования радиоизлучения Солнца.

Выбор длины волны

Результаты наблюдений радиоизлучения Солнца обычно представляют в виде изофот (или изотерм). Для этого надо нанести на карту поверхности Солнца и короны измеренные в каждой точке значения интенсивности (или яркостной температуры) и провести линии через точки с равными значениями этих величин. Это и есть изофоты (или изотермы).

Напомним, что диаметр солнечного диска примерно 0,5°. Значит, чтобы измерить распределение радиояркости по диску Солнца, надо иметь антенну с разрешающей способностью ц_ант = 0,3--0,5 угловых минут. Размеры антенны можно определить из формулы

D = 1,2л/ц_ант,

где л -- длина волны в метрах, ц_ант -- ширина диаграммы направленности антенны в радианах, измеренная по уровню 0,5 относительно максимума. Под диаграммой направленности антенны понимают функцию, характеризующую изменение мощности на выходе антенны при изменении положения источника относительно оси телескопа. Часто для краткости пользуются термином лепесток антенны. У любой антенны существуют главный лепесток и значительно более слабые -- боковые и задний лепестки. Чтобы на волне 1 м различать детали на поверхности Солнца, необходимо иметь радиотелескоп-рефлектор диаметром много большим, чем D = 1,2·1 м/0,5°·57,3 = 140 м.

Распределение радиояркости по диску Солнца можно изучать с помощью телескопа с малой разрешающей способностью во время солнечных затмений, когда Луна постепенно закрывает солнечный диск и отдельные группы пятен на нем. Однако такие явления происходят не часто.

С помощью небольших радиотелескопов можно измерить лишь общий поток радиоизлучения Солнца. Обычно поток радиоизлучения Солнца выражается в единицах Вт/м²·Гц. В качестве единицы потока излучения в технике принимают такой поток, который через площадку в 1 м² переносит мощность 1 Вт в интервале частот, равном 1 Гц. Поток радиоизлучения Солнца достаточно большой, но, чтобы он «не потерялся» на общем галактическом фоне (особенно на метровых волнах), необходимо проводить наблюдения Солнца на более коротких волнах, используя радиотелескопы с разрешающей способностью не хуже ~ 1°. Для выполнения этих условий, можно перейти в дециметровый, а лучше в сантиметровый диапазон волн. В этом случае можно использовать небольшие и доступные для астрономов-любителей антенны. Можно взять л = 3 см. Данная волна уже давно используется в радиолокации, поэтому существуют различные радиотехнические элементы и узлы -- небольшие антенны, облучатели, волноводы, смесители и др., которые могут с успехом использовать любители астрономии. В радиоастрономии освоены также диапазоны 5 и 8 см, где созданы высокочувствительные приемные устройства. Для работы в перечисленных выше диапазонах промышленность выпускает самые разнообразные радиоизмерительные приборы и генераторы, как синусоидальных колебаний, так и шумовых сигналов.

Радиоизлучение «спокойного» Солнца, аппаратура и методика наблюдений

Радиоизлучение Солнца состоит из постоянной и переменной компонентов. Радиоизлучение постоянной или «спокойной» составляющей является тепловым, наблюдается тогда, когда на солнечной поверхности нет пятен. Интенсивность излучения в сантиметровом диапазоне определяется электронной температурой верхней хромосферы, а в метровом диапазоне -- электронной температурой короны. Переменная составляющая обязана своим происхождением корональным конденсациям, образовавшимся над большими группами пятен. Корональные конденсации, или «радиопятна»-- это устойчивые образования, существующие около трех месяцев. В эпоху большой активности Солнца обе составляющие радиоизлучения имеют приблизительно одинаковую интенсивность.

Часто излучательную способность Солнца в радиодиапазоне характеризуют так называемой эффективной температурой Т_е. Это·--температура такого воображаемого раскаленного тела, имеющего размеры Солнца, которое на данной частоте излучает такой же поток энергии, как и реальное Солнце. Зная эффективную температуру, которая хорошо определена в широком диапазоне частот, поток радиоизлучения «спокойной» составляющей можно вичислить по формуле:

где л -- длина волны принимаемого излучения в метрах, Т_е -- эффективная температура Солнца в Кельвинах на волне л. На волне 3 см Т_е = 10 000 К, а поток излучения С_л = 2,М0-²⁰ Вт/м²-Гц.

Величина сигнала от источника на выходе антенны называется антенной температурой и определяется по формуле

где 5_Эф -- эффективная площадь антенны в метрах, Ј = 1,38· 10~²³ Вт/К-Гц -- постоянная Больцмана.

Все последующие наши расчеты будут проведены для антенны диаметром 1,5 м, которая должна работать на волне 3 см. Поверхность такой антенны должна быть изготовлена с точностью не хуже чем л/10, т. е. не хуже 3 мм. Эффективная площадь антенны равна приблизительно половине геометрической и составит около 1 м². Антенная температура Солнца на выходе антенны будет 760 К· Этот сигнал надо выделить на фоне шумов приемного устройства и шумов антенны.

Антенными шумами называются шумы, создаваемые собственно антенной (тепловые шумы активного сопротивления антенно-фидерного тракта) и шумы, улавливаемые антенной из окружающей ее среды (излучение Земли через боковые и задний лепестки и излучение космического фона). Интенсивность этих шумов количественно оценивается физической температурой сопротивления, равного выходному сопротивлению антенны и создающего тепловые шумы, равные по мощности шумам на выходе антенны. Эта температура называется шумовой температурой антенны -- Г_ант.

Нижняя граница сигнала, который может быть обнаружен радиотелескопом, определяется чувствительностью системы (антенна и приемник) и равна

где б -- коэффициент, зависящий от типа приемника (для описанного ниже приемника б = 2), ?f - эффективная ширина полосы частот пропускания сигнал, частота которого равна частоте модуляции, а амплитуда разности сигналов между антенной и эквивалентом. В радиоастрономических приемниках, как правило, используют детекторы с квадратичной характеристикой, чтобы выходное напряжение было пропорционально входной мощности сигнала. В таких детекторах можно использовать любой ламповый или полупроводниковый диод, имеющий квадратичную зависимость выходного тока от входного напряжения. После детектирования сигнал вначале усиливается в усилителе низкой частоты, а затем поступает на синхронный детектор, куда одновременно подается напряжение частоты модуляции. Синхронный детектор выпрямляет лишь тот сигнал, который находится в фазе с напряжением переключения входа приемника с антенны на эквивалент. Этот процесс называется демодуляцией. В результате на выходе приемника появляется сигнал, соответствующий разности температур антенны и эквивалента (эталонного генератора шума) и численно равный превышению излучения Солнца над излучением фона. Величина этого сигнала будет хаотически меняться в пределах бДГмин, которую радиоастрономы называют «шумовой дорожкой». Причина флуктуации выходного напряжения заключена в том, что в шумовом сигнале всегда есть составляющая, хаотически меняющаяся со временем и находящаяся в фазе с напряжением модуляции в произвольные моменты времени. Таким образом, флуктуации выходного напряжения нашего приемника не превысят ~4 К, при этом сигнал от Солнца будет существенно больше и составит 760 К для антенны диаметром 1,5 м.

Для регистрации такого достаточно сильного сигнала можно применить метод сканирования, т. е. прохождения источника через диаграмму направленности неподвижной антенны, заранее установленной в упрежденную точку. До вхождения Солнца в диаграмму проводится калибровка приемника, т. е. на некоторое время в антенный тракт радиометра через направленный ответвитель вводится сигнал от генератора шума, имеющего равномерное излучение в широком диапазоне частот (рис. 2).

Время прохождения источника через диаграмму антенны і = f_ант/v. Здесь v -- скорость движения источника по небесной сфере вследствие вращения Земли вокруг оси. Для источника со склонением 5 ее можно вычислить по формуле V = 15'cos д. Скорость максимальна и равна 15 угловым минутам за минуту времени для источников с нулевым склонением, т. е. лежащих на небесном экваторе. Солнце в своем видимом годичном движении по небесной сфере описывает замкнутую кривую, называемую эклиптикой, и пересекает небесный экватор в дни весеннего и осеннего равноденствий. В эти моменты скорость максимальна: у₀=-157мин. В дни летнего и зимнего солнцестояний склонение Солнца будет +23,5° и --23,5°, соответственно. В расчетах н_И мы не будем учитывать скорость, с которой Солнце движется по эклиптике, поскольку это дает незначительную поправку в значение v_сол.

Итак, на волне 3 см время прохождения точечного источника (ц_ист << ц_ант) через диаграмму направленности антенны

t = ц_ант/v = ц_ант/15'·cosд = =5,6/cosд [мин].

Так как угловой диаметр Солнца сравним с диаграммой нашей антенны (ц₀ = 0,5°, ц_ант = 1,4°), то согласно упрощенным расчетам t_сол?1,15t ? 16,4/cosд_сол. В дни равноденствий Солнце пройдет через диаграмму (по уровню 0,5) за 6,4 мин, а в дни солнцестояний -- за 7 мин. Время одного полного цикла наблюдений Солнца, включая калибровку, можно взять около 40 мин.

Можно предложить еще один метод наблюдений -- сопровождение источника антенной. В этом случае антенна вначале наводится на область сравнения, проводится калибровка приемника, а затем антенна наводится на Солнце и осуществляется слежение за ним (рис. 3).

Радиоизлучение активного Солнца. Одним из проявлений солнечной активности являются солнечные пятна. Они образуются при выходе магнитной силовой трубки на поверхность Солнца. Образование одного или нескольких солнечных пятен приводит к появлению над ними так называемых корональных конденсаций -- плотных и горячих областей, как бы «накрывающих» активную область. Высота этих конденсаций -- около 1000 км, электронная концентрация-- порядка 4·10¹⁵ м^-3, температура газа немного выше температуры короны, т. е. около 2·10⁶ К, а площадь пятна S_K < S_сол/50. Над активными областями должны наблюдаться более яркие радиопятна, которые медленно меняются (за дни и недели); столь же медленно меняется радиоизлучение корональных конденсаций, поэтому его часто называют медленно меняющейся компонентой. Это радиоизлучение лучше всего наблюдать в сантиметровом диапазоне.

В период солнечной активности на диске Солнца могут существовать долгоживущие активные области, которые порою наблюдаются в течение нескольких оборотов Солнца. Например, было замечено, что магнитные бури на Земле, как следствие активности Солнца, иногда повторяются два-три раза через каждые 27 дней, что соответствует периоду полного оборота Солнца вокруг оси; причем наибольшие геофизические и гелиобиологические эффекты существуют, когда группа пятен с высокой вспышечной активностью проходит через центральный меридиан.

Можно ли наблюдать радиопятна? Как отмечалось выше крупная корональная конденсация (группа пятен) мо ет занимать почти 1/50 часть поверхности солнечного диска, а ее температура Т_е для л = 3 см достигает 10⁶ К. Антенную температуру конденсации, ш. е. сигнал на входе приемника, можно вычислить по формуле

где з = S_эф/S_геом -- коэффициент использования поверхности антенны, Щ_к -- телесный угол конденсации, Щ_ант -- телесный угол диаграммы направленности антенны. Пусть S ? S_сол/100, тогда

Таким образом, в отдельных случаях радиоизлучение от крупных корональных конденсаций в сантиметровом диапазоне сравнимо по интенсивности с излучением спокойного Солнца. Это означает, что с рассмотренной выше аппаратурой можно наблюдать радиоизлучение и от значительно более слабых конденсаций.

Спорадическое радиоизлучение

Спорадическое радиоизлучение Солнца имеет нетепловую природу и представляет собою всплески излучения длительностью от секунд до нескольких часов. Появляются всплески в период солнечной активности вслед за вспышками в солнечной хромосфере. Характеризуются весьма высокой интенсивностью (особенно в метровом диапазоне) и нерегулярными, иногда довольно быстрыми изменениями интенсивности излучения. За 5кратковременными всплесками радиоизлучения на метровых волнах следуют шумовые бури, длящиеся в течение часов или дней. В зависимости от происхождения существует пять разновидностей всплесков нетеплового радиоизлучения Солнца.

Всплески первого типа наблюдаются как отдельные импульсы длительностью до нескольких секунд. Поток излучения от них может в сотни и тысячи раз превосходить поток теплового излучения спокойного Солнца. Всплески этого типа наблюдаются на метровых волнах в узкой полосе частот (2--4 МГц). В это же время частоты отдельных выбросов весьма различны. Всплески I типа и шумовые бури связаны с хромосферными вспышками.

Всплески II типа имеют характер узкополосных импульсов, средняя частота которых смещается (дрейфует) со временем в длинноволновую часть спектра. Излучение этого типа наблюдается в основном на метровых волнах и возникает в ударной волне, распространяющейся от вспышки в корону со скоростью около 1000 км/с. Благодаря ударной волне в короне возникают плазменные колебания, которые преобразуются в радиоволны с частотой f = 9·10³·(N)^1/2 Гц, где N -- число электронов в см³. По мере удаления от поверхности Солнца величина электронной плотности N уменьшается и, следовательно, уменьшается частота излучения всплеска

II типа. Этим и объясняется дрейф излучения по частоте.

Всплески III типа характеризуются большой мощностью и скоростью дрейфа. Всплеск начинается на частоте около 600 МГц и затем в течение почти 10 с происходит смещение излучения в сторону более низких частот со скоростью около 20 МГц/с. В каждый данный момент времени излучение занимает интервал частот порядка 10--50 МГц. Кратковременные всплески наблюдаются и на более коротких волнах -- в сантиметровом и миллиметровом диапазонах. Всплески III типа создаются потоком быстрых электронов, выброшенных вспышкой и движущихся через корону со скоростью всего лишь в два раза меньше скорости света.

Всплески IV и V типов имеют несколько иную природу. Процесс развития всплеска IV типа длителен -- порядка нескольких десятков минут и даже часов. Радиоизлучение появляется в широком диапазоне частот (основное излучение приходится на сантиметровый диапазон) и генерируется релятивистскими электронами в области газа с усиленным магнитным полем, которое выносится ударной волной в верхние слои короны. Всплески IV типа часто сопровождаются геофизическими эффектами -- полярными сияниями и прекращением радиосвязи на коротких волнах через полярные области.

Всплески V типа появляются только на метровых волнах в широком диапазоне частот вслед за всплесками III типа и длятся несколько минут. Связаны с образованием магнитных ловушек над группами пятен.

Во время всплесков радиоизлучения яркостная температура Солнца на метровых волнах может достигать сотен миллиардов градусов.

В сантиметровом диапазоне интенсивность спорадического радиоизлучения существенно меньше чем в метровом и определяется в основном всплесками III типа. В виде кратковременных импульсов оно будет накладываться на радиоизлучение активного Солнца. Привести численное значение для интенсивности спорадического радиоизлучения в см диапазоне чрезвычайно сложно, поскольку каждый всплеск сугубо индивидуален. В периоды, когда на Солнце вспыхивают группы пятен, спорадическое радиоизлучение на сантиметровых волнах вполне может конкурировать с радиоизлучением спокойного Солнца.

Для регистрации кратковременных всплесков надо иметь малую постоянную времени выходного фильтра низкой частоты, т. е. малое значение ф. Чтобы измерить скорость дрейфа импульса, можно использовать многоканальный анализатор спектра, в котором каждый спектральный канал (фильтр) настроен на свою фиксированную частоту и «вырезает» из общего спектра определенную полосу частот. Дрейфующее по частоте излучение будет последовательно регистрироваться в каналах и по времени запаздывания сигнала можно определить скорость дрейфа. Поскольку эта скорость велика (до 20 МГц/с), для изучения всплеска в течение всего «времени его жизни» требуется очень широкая полоса пропускания приемника. Создание такого аппаратурного комплекса является непростой с технической точки зрения задачей. В радиоастрономии для решения задачи по исследованию процесса эволюции всплеска применяются специальные панорамные приемники.

Для проведения более полных исследований астрономы-любители могут наряду с радиотелескопом сантиметрового диапазона иметь простой радиотелескоп на метровых волнах для наблюдений только спорадического радиоизлучения Солнца. Такие наблюдения в двух диапазонах одновременно целесообразно проводить в периоды солнечной активности.

При анализе результатов наблюдений следует обращать внимание на наличие в полученных записях периодически повторяющегося увеличения радиоизлучения с периодом 27 дней. Это указывает на существование на солнечном диске долгоживущих активных областей, которые наблюдаются в течение нескольких оборотов Солнца вокруг оси. Напомним так же, что солнечная активность меняется с 11-летним циклом и наиболее интересным для наблюдений периодом являются годы максимума солнечной активности, которые имеют длительность в 1,5--2 года. В ближайшие годы максимум ожидается в 1990-- 1991 гг. В этот период будут проводиться координированные наблюдения по всему земному шару и начнется осуществление ряда общесоюзных и международных программ.

Для постановки систематических радиоастрономических наблюдений Солнца астрономам-любителям целесообразно обращаться за помощью и за консультациями в обсерватории и научные институты страны, где проводятся радиоастрономические исследования Солнца и других источников.

Список литературы

1. Каплан С. А. Элементарная радиоастрономия. -- М., 1966.

2 Железняков В. В. Радиоизлучение Солнца и планет. -- М., 1964.

3. Дубинский Б. Б., Слыш, В. И. Радиоастрономия. -- М., 1973. 4 Шкловский И. С. Физика солнечной короны -- Мир, 1962