6.6.1. Апертурный синтез

В 1946 г. антенны радиолокаторов имели на волне 1,5 м ширину луча около 10°, чего было совершенно недостаточно для выделения, например, областей на поверхности Солнца из общего галактического фона. Интерферометрия представляла возможность разрешения этой трудности, и потому Д.Л. Пози и его коллеги в Австралии провели такие же наблюдения, как и Эпплтон, используя антенну, расположенную высоко на выступающем над морем утесе в Сиднее. Установка (рис. 6.11), которая служила интерферометром, по своей схеме была аналогична опыту Ллойда с зеркалом в оптике. Интерференция возникала между прямыми радиосигналами и сигналами, отраженными от поверхности моря. По существу, метод был тем же самым, что и в звездном интерферометре Майкельсона, но с недостатком, состоящим в наличии фиксированной базовой линии. С помощью той же антенны Болтон и Стэнли [4] успешно зарегистрировали лепестки от источника в Лебеде - созвездии, которое поднималось лишь незначительно над горизонтом в Сиднее. Австралийские исследователи нашли также другие источники, включая небольшой интенсивный источник в созвездии Тельца. Этот объект наряду с другими первыми «радиозвездами» быстро был отождествлен с Крабовидной туманностью.

Одновременно Мартин Райл (ныне сэр) и Д. Д. Вонберг в Кембридже также исследовали излучение Солнца. Они пользовались интерферометром, который был прямым аналогом интерферометра Майкельсона

Рис. 6.12. Аналог звездного интерферометра Майкельсона в радиодиапазоне.

(рис. 6.12, а). Он имел две системы антенн (дипольного типа), разнесенных по горизонтали в направлении восток - запад, и принятые сигналы подавались на приемное устройство. На рис. 6.12, б показан вид «приемной полярной диаграммы» такого интерферометра, огибающая которой представляет собой полярную диаграмму одиночной антенны. Целесообразность применения такой схемы была связана с тем, что если расстояние между последовательными минимумами в этой «двухапертурной» схеме сделать достаточно большим по сравнению с угловым размером Солнца, то при прохождении полярной диаграммой через Солнце, вызванном вращением Земли, Солнце в отличие от галактического фона должно регистрироваться в виде осциллирующей кривой.

Точность в этом методе оценивается с учетом рис. 6.12, в, из которого мы находим, что угловой размер лепестков на рис. 6.12, б равен полуширине центрального максимума для параболической антенны с диаметром, равным расстоянию между двумя антеннами, образующими интерферометр. Иными словами, по способности локализовать источники и измерять их угловые диаметры интерферометр можно сравнить с обычным параболическим радиотелескопом, если его диаметр равен

Рис. 6.13. Кривая видности и радиальное распределение радиояркости по диску Солнца (стрелкой отмечен край Солнца в оптике) [50].

удвоенному расстоянию между двумя антеннами интерферометра

Во время появления в 1946 г. [54] большого солнечного пятна, когда излучение Солнца существенно возросло, Райл и Вонберг воспользовались своим прибором для определения углового диаметра радиоисточника на Солнце. Для различных расстояний между антеннами они измерили отношение максимума к минимуму лепестков, образующих интерференционную кривую. На основе этих результатов они заключили, что угловой диаметр источника составляет 1 O. Так как это значение существенно не превышало диаметр визуально наблюдаемого солнечного пятна, они заключили, что радиоисточник относится к визуальному пятну или по крайней мере связан с ним.

С помощью двухантенного интерферометра Райл и Смит [55] открыли самый яркий источник северного неба в Кассиопее, но не смогли его отождествить. Они оценили, что его угловой диаметр меньше 6.

Принципы Фурье в интерферометрии с переменной базой, позволяющие получить фактическую структуру радиоисточника, были заложены Пози с коллегами в вышеупомянутой работе. Стэйни [59] в Кембридже использовал для проверки теории, разработанные в конце 40-х годов, согласно которым излучение Солнца в отсутствие солнечных пятен было необычайно сильным в направлении лимба на волнах около 60 см. По существу так же, как это было описано для интерферометра Майкельсона (разд. 6.2.2), видность лепестков была измерена для расстояний между антеннами вплоть до 365 длин волн. Поскольку ориентация антенной системы была фиксированной, вычисления должны были исходить из предположения о круговой симметрии источника. Фурье - преобразование кривой видности давало радиальное распределение интенсивности. (Строго говоря, здесь должно иметь место преобразование Фурье-Бесселя.) На рис. 6.13 показан общий вид результатов с отсутствием указаний на уярчение к краю, чего ожидали некоторые исследователи.

Корреляционный принцип методов интерферометрии играет очень важную роль. К нему мы теперь и перейдем.

На рис. 6.12, a и представляют напряжения, принимаемые двумя антеннами и подаваемые на приемник, выходной сигнал которого пропорционален среднему от их произведения. Кроме того, содержат «шумовой» компонент, так как отдельные антенны имеют широкую диаграмму направленности. Из-за своей различной природы этот шум между антеннами не коррелирует. Поэтому мы можем записать:

где индексы и с относятся к некоррелирующим и коррелирующим сигналам соответственно.

Если время усреднения достаточно большое, то все члены, за исключением последнего, равны нулю, так как они представляют собой произведения некоррелирующих напряжений. Усредненное во времени произведение просто должно быть равно

Однако время усреднения должно быть конечным, шумовые флуктуации будут сохраняться и требуемый сигнал может оказаться малым по сравнению с ненужными шумами. Для снижения этого эффекта Райл [53] предложил метод переключения фазы, при котором одна из антенн поочередно подключалась в фазе и противофазе с помощью отрезка линии передачи длиной (рис. 6.12, а). Измерялась разность между двумя выходными сигналами, что позволяло получить

Впоследствии были разработаны более совершенные методы, но принцип остается тем же самым.

Интерферометр в таком виде измеряет кросс - корреляцию между сигналами на двух антеннах как функцию расстояния между ними; ее преобразование Фурье представляет пространственное распределение яркости источника (разд. 6.4.1).

Рис. 6.14. Крест Миллса, а - «карандашная» диаграмма направленности (показана стрелкой); б - «веерная» диаграмма.

Для улучшения углового разрешения при изучении распределения галактического излучения был разработан ряд различных систем с незаполненной апертурой. Они обладали способностью измерять только кросс - корреляцию (т.е. ), благодаря чему удавалось «перемножить» полярные диаграммы двух различных антенн. Принцип, согласно которому эффективная площадь для получения двумерного углового разрешения не обязательно должна быть такой же, как площадь для достижения данной чувствительности, лежит в основе определения «незаполненная апертура».

Райл [53] описал преимущества длинных антенных решеток и различных схем переключения фазы для улучшения параметров систем. Успешным примером реализации такого подхода стал «крест Миллса» в Австралии, названный по имени его конструктора Б.Н. Миллса. Различные виды этого интерферометра были впоследствии построены в ряде стран. Первоначальный вариант [44] состоял из двух взаимно перпендикулярных узких «апертур» в виде линейных решеток в направлениях С-Ю и В-3 (рис. 6.14, а). Каждая решетка состояла из 250 диполей (на длину волны 3,5 м), расположенных вдоль плеча длиной 1500 футов (около 457 м), и, следовательно, имела полярную диаграмму, напоминающую веер, как показано на рис. 6.14, б. При соединении двух «вееров» вместе в области их пересечения образуется узкая «карандашная» диаграмма направленности. Изящный способ переключения позволил измерить только те сигналы, которые принимались в пределах этой узкой диаграммы. Для измерения положения угла места диаграммы направленности между всеми элементами решетки С-Ю подключались кабели соответствующей длины - вводилась разность фаз.

До сих пор мы в самых общих чертах описывали некоторые основные оптические принципы получения высокой разрешающей силы на радиоволнах, а также то, каким образом методы с «незаполненной

Рис. 6.15. Апертурный синтез.

апертурой» помогают достичь этой цели. Но собирающая площадь этих устройств сравнительно мала, и это делает их непригодными для исследований, требующих высокой чувствительности, там, где критическим фактором является минимальный поток радиоизлучения, который система может зарегистрировать. Для решения сложной проблемы проведения обзоров удаленных «радиозвезд», связанной с локализацией слабых сигналов, группа Райла из Маллардской радиоастрономической обсерватории при Кавендишской лаборатории в Кембридже первой применила интерферометр с переменной базой для «апертурного синтеза». Интерферометр был использован так, чтобы не только достичь углового разрешения, свойственного очень большой одиночной антенне, но и приблизиться к ней по чувствительности. Метод, детально разработанный в работе Райла и Хьюиша в 1960 г. [56], можно понять, представив себе одиночную большую апертуру, которая разделена на отдельные элементарные площадки (рис. 6.15). Если можно было бы измерить волновые фронты, принимаемые этими площадками, с помощью размещаемого в них поочередно небольшого радиотелескопа соответствующей площади и сложить полученные сигналы точно по фазе, то результат был бы таким же, как и для всей апертуры. Фазы между отдельно измеряемыми сигналами можно определить из парных измерений на интерферометре с переменной базой. Как можно понять из рисунка, нет необходимости проводить измерения для всех пар, некоторые из них (например, CD) являются избыточными. Впервые этот тип синтеза был реализован в 1957 г. на волне 7,9 м с эффективным угловым разрешением 1° коллегой Райла Д.Х. Блитом.

Поскольку два элемента интерферометра в апертурном синтезе не обязательно должны иметь равные размеры, создавались различные системы, например большая неподвижная антенная решетка с малой поворотной параболической антенной.

В 1962 г. Райл, использовав вращение Земли, положил начало методу «суперсинтеза». Принцип его показан на рис. 6.16, где две антенны интерферометра А и В разнесены на расстояние D в направлении В-3. База вместе с Землей совершает оборот каждые 24 ч и каждая антенна за один оборот проходит все положения на суточном кольце с радиусом D относительно другой антенны. При разных D полностью синтезируется

Рис. 6.16. Суперсинтез.

круглая площадка с радиусом, равным максимальному расстоянию между двумя антеннами. (Строго говоря, эти площадки являются эллиптическими, кроме как в направлении на Полярную звезду.)

В этих методах синтеза схема приемника, показанная упрощенно на рис. 6.17, позволяет при каждом значении D и угле проекции базы измерять косинусную С (D) и синусную S ( D) компоненты на выходе интерферометрического приемника. Учитывая уравнения (6.12) и (6.13), можно показать, что в общем случае с использованием экспоненциального представления можно записать

Тем самым с помощью фурье - преобразования можно вычислить распределение яркости . Конечно, на практике это выглядит и теоретически, и технически более сложным, чем следует из приведенного уравнения. Дело не только в том, что задача является трехмерной, но также в том, что антенны имеют диаграмму, которая искажает отклик типа предполагаемый при получении указанного уравнения, и т.п. Наше изложение имеет целью передать только основные принципы.

Для получения углового разрешения 0,6" на волне 2 см использовался 5-км телескоп в Кембридже.

В 1974 г. Райл и Хьюиш совместно были удостоены Нобелевской премии по физике за свои пионерские исследования в радиоастрофизике. Райл за свои наблюдения и изобретения, в частности за метод апертурного синтеза, а Хьюиш за решающую роль, которую он сыграл в открытии пульсаров (пульсары были открыты с помощью антенны другого типа, крупной решетки из 2048 диполей, установленных на площади 18 км2, и специально построенной для изучения быстро мерцающих

Рис. 6.17. Синусная и косинусная компоненты, обеспечивающие данные о фазе.

радиоисточников, для которых апертурный синтез непригоден по своей природе).

Для наблюдения в тончайших деталях радиогалактик и квазаров в апертурном синтезе наших дней используются базы, простирающиеся через континенты и океаны. Хотя радиоканалы оказались неприемлемыми для сведения сигналов из-за трудностей с фазовой стабильностью, изобретение точных атомных часов в конце 60-х годов означало, что сигналы можно записывать отдельно на магнитную ленту. После этого записи объединяются и воспроизводятся для получения требуемого интерферометрического выхода. Однако и в этом случае возникают фазовые флуктуации, и их действие эквивалентно тому, что положения максимумов лепестков становятся расплывчатыми. Способы преодоления этой трудности применимы в основном лишь в исследованиях источников очень малых размеров или более протяженных источников, включающих яркий точечный источник, который может служить в качестве фазового репера. Связанные с этим ограничения теперь в значительной мере преодолены с помощью нового метода. Его принцип был предложен Р. К. Дженисоном в радиообсерватории Джодрелл-Бэнк, однако с того времени он пребывал в забвении. В 1974 г. этот метод был возрожден и применен в интерферометрии со сверхдлинными базами А. Е. Роджерсом в США. Указанный метод замыкания фазы основан на том, что при измерении разности фаз между парами антенн, которые образуют замкнутый контур (например, три пары в треугольнике), и последующем сложении этих разностей ложные эффекты подавляются. При наличии антенн, расположенных по всему миру, стало реальным создание радиотелескопа размером с Землю, дающего «изображения», свободные от атмосферных и других эффектов и позволяющие достигнуть разрешения в . Обрисовывая перспективные возможности, связанные с таким разрешением, можно заметить, что оно примерно соответствует угловому диаметру горячих, наблюдаемых в визуальной

области звезд. Их изображения, полученные даже с самым лучшим обычным оптическим телескопом, сильно замываются турбулентностью земной атмосферы.

Более полное описание этих методов и подробные результаты, которые были получены с их помощью (но не упоминались нами), можно найти в дополнительной литературе, указанной в конце книги.

Корреляционные принципы интерферометрических методов привели к другому ценному достижению в астрономии (радио и оптической), к которому мы должны теперь перейти. Речь пойдет об инструменте, на первый взгляд противоречащем условиям наблюдения интерференции: в нем складываются интенсивности, а не амплитуды.