§ 10. РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИЕ МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ

Как известно, любое нагретое тело является источником электромагнитных волн. Тела, имеющие высокую температуру, излучают свет — видимые лучи, более холодные тела испускают радиоволны.

Если говорить точнее, для каждой температуры имеется определенное распределение энергии по спектру, выражаемое формулой Планка или (в области инфракрасных и радиоволн) формулой Рэлея — Джинса

где Т — температура, — длина волны, k — постоянная Больцмана, к — коэффициент поглощения тела. Для абсолютно черного тела для реальных тел

В радиоастрономии часто используется понятие яркоспьной температуры т. е. температуры абсолютно черного тела, имеющего на данной длине волны такую же интенсивность излучения (яркость), как и рассматриваемое тело. Из этого определения и формулы (16) следует, что

т. е. яркостная температура планеты меньше действительной.

Радиоизлучение планеты может быть тепловым и нетепловым. Тепловое излучение возникает в результате хаотического теплового движения заряженных частиц на поверхности планеты (точнее, в некотором слое, прилегающем к поверхности). Интенсивность теплового излучения определяется формулой (16), причем температура Т слабо зависит от длины волны

Нетепловое радиоизлучение образуется в результате электромагнитных процессов: плазменных колебаний в атмосфере планеты, торможения заряженных частиц в ее магнитном поле и т. п. Тогда, если применить формально формулу (16), то окажется, что яркостная температура сама зависит (и очень сильно) от длины волны, возрастая в сторону длинных волн. Такая картина наблюдается, например, у Юпитера, обладающего мощным магнитным полем и радиационными поясами. Но в этом случае яркостная температура не характеризует кинетическую температуру планеты или ее атмосферы.

Для приема радиоизлучения небесных тел используют радиотелескопы. Чаще всего для приема радиоизлучения планет применяют радиотелескопы в форме параболоида (рис. 15), в фокусе которого, как в фокусе главного зеркала телескопа-рефлектора, помещается приемник излучения — облучатель. Собранное параболической антенной излучение попадает на облучатель, преобразуется в импульс тока (сигнал), который проходит затем сложную систему модуляции, усиления и подавления шумов, возникающих в земной атмосфере и в аппаратуре.

Рис. 15. Радиотелескоп-интерферометр обсерватории Оуэнс Вэлли (США). Каждая из антенн имеет форму параболоида.

За 30 лет развития радиоастрономии техника приема очень слабых сигналов от небесных тел достигла весьма высокого уровня.

Каждая антенна радиотелескопа характеризуется своей диаграммой направленности. Это значит, что радиотелескоп принимает излучение не только с того направления, куда наведена антенны, но и с соседних направлений, в пределах некоторого телесного угла.

Для наблюдателя желательно, чтобы этот угол был как можно меньше, так, чтобы можно было бы различать (в радиодиапазоне) небольшие детали на поверхности планеты. Для этого необходимо применять антенны как можно большего диаметра. Но возможности техники ставят здесь некоторый предел. Наибольшей параболической антенной, которую можно наводить на любую точку неба, является 100-метровый радиотелескоп обсерватории в Эффельсберге (ФРГ). Самая большая неподвижная параболическая антенна диаметром в 300 м находится в Аресибо (Пуэрто-Рико). Эта антенна как бы ждет, пока в поле ее зрения не появится объект наблюдения.

Однако есть другой способ уменьшить диаграмму направленности радиотелескопа и повысить его разрешающую способность. Он состоит в одновременном использовании двух «спаренных» радиотелескопов, разнесенных на довольно большое расстояние (в несколько километров). На рис. 15 как раз и показана такая пара антенн американской обсерватории Оуэнс Вэлли. Вместе они составляют радиоинтерферометр. Разрешающая способность такого прибора в направлении, соединяющем обе антенны, такая же, как если бы мы имели одну гигантскую антенну длиной, равной расстоянию между обеими антеннами радиоинтерферометра. На небе такой прибор вырезает узкую полосу, идущую вертикально и напоминающую лезвие ножа, поэтому говорят, что радиоинтерферометр имеет ножевую диаграмму направленности.

Наконец, есть еще один вид радиотелескопов, позволяющий получить хорошую разрешающую способность. Это — так называемые антенны переменного профиля. Одна из первых антенн этого типа в виде параболической ленты длиной 130 м была еще в начале 50-х гг. установлена на Пулковской обсерватории. В настоящее время в горах Кавказа на Специальной астрофизической обсерватории АН СССР установлен 600-метровый радиотелескоп этой системы РАТАН-600 (рис. 16). Он состоит из множества зеркал, образующих вместе гигантское кольцо диаметром 576 м. Наклон этих зеркал можно менять, и таким образом, «улавливать» светила, проходящие через мередиан на различной высоте над горизонтом.

Антенны переменного профиля тоже имеют ножевую диаграмму направленности (если светило не шиеддшод в зените).

Веди расположить в ряд много антенн, согласованных дофазе {синфазных), то мы также получим установку с нажевой диаграммой.

Рис. 16. Крупнейший в мире радиотелескоп с антенной переменного профиля РАТАН-600 (Специальная астрофизическая обсерватория, СССР).

Если же перпендикулярно первому ряду поставить второй, то на пересечении обоих «ножей» можно вырезать на небе очень маленькую площадку и совместить ее с объектом наблюдения. Такая установка называется крестом Миллса.

В 1946 г. было впервые обнаружено радиоизлучение Луны на волне 1,25 ем, что позволило в последующие годы применить радиоастрономические наблюдения для определения физических свойств наружного покрова Луны. Теория радиоизлучения Луны была разработана членом-корреспондентом АН СССР В. С. Троицким. Эта теория применима, разумеется, и к планетам типа Земли, лишенным мощных атмосфер, т. е. к Меркурию, Марсу, а также к спутникам планет и астероидам.

В 1956 г. К. Майер, Т. Мак-Каллаф и Р. Слонейкер с помощью 15-метрового радиотелескопа Морской исследовательской лаборатории (США) обнаружили тепловое радиоизлучение Венеры, Марса и Юпитера на волне 3 см. Тогда же было выяснено, что Венера обладает очень высокой яркостной температурой (около 600°К), а спустя два года Р. Слонейкер обнаружил нетепловое радиоизлучение Юпитера на дециметровых волнах. Еще раньше, в 1955 г., Б. Бэрк и К. Франклин с помощью большого крестообразного радиотелескопа Института Карнеги (Вашингтон, США) обнаружили всплески радиоизлучения Юпитера на волне 13,7 м (декаметровое излучение). Теорию этого явления наиболее полно разработал В. В. Железняков, о чем будет подробнее рассказано в § 16.

Радиоизлучение Сатурна впервые наблюдалось в 1960 г. (Дж. Кук и др.), Меркурия — в 1961 г. (А. Баррет и др.), Урана — в 1965 г. (К. Келлерман), Нептуна — в 1966 г. (К. Келлерман, И. Паулини-Тоз); Радионаблюдения планет внесли важный вклад в изучение их природы.