Radioamator i Krótkofalowiec Polski,
24 (1974), 230–233

Radioastronomia

Radioastronomia jest stosunkowo młodą nauką działu astronomii, opierającą się na badaniu pochodzącego z Kosmosu promieniowania elektromagnetycznego w zakresie częstotliwości radiowych. Mimo swej młodości i olbrzymich trudności, jakie stanęły przed jej pionierami, nauka ta wypracowała sobie swoiste metody badań i obecnie może poszczycić się wieloma cennymi osiągnięciami.

Dostępne obserwacjom radioastronomicznym pasmo jest ograniczone przepuszczalnością atmosfery ziemskiej i mieści się w przybliżeniu w granicach długości fali od 1 cm do 10 m. W pewnych warunkach możliwe są obserwacje promieniowania już o fali 1 mm z jednej strony pasma i nawet do 150 m z drugiej jego strony. Granicę od strony fal krótszych stanowi pochłanianie przez składniki dolnych warstw atmosfery (głównie tlen i para wodna), natomiast dla fal dłuższych pierwszym czynnikiem ograniczającym jest nieprzeźroczystość jonosfery będąca funkcją gęstości elektronów. Czynniki te zależą z kolei od pory dnia, aktywności Słońca, pogody i in.

W odróżnieniu od sygnałów, z jakimi ma się do czynienia w praktyce radioamatorskiej, radioastronoma interesują sygnały typu szumowego, których charakterystyki statystyczne w większości przypadków nie różnią się od charakterystyk szumów powstałych w odbiorniku lub pochodzących z promieniowania tła (otoczenie anten i Galaktyka). Promieniowanie tła odbierane jest zawsze wraz z badanym sygnałem, a jego moc jest najczęściej wielokrotnie większa od mocy sygnału. Charakterystyczną cechą sygnałów radioastronomicznych jest ich wielkość. Przeważnie są to sygnały bardzo słabe o mocy mieszczącej się w granicach 10^–20 i 10^–15 W. Takie własności sygnałów wskazują na konieczność użycia odbiorników o dużym wzmocnieniu i czułości oraz wysokiej stabilności. Gdy w grę wchodzą radioźródła o małych rozmiarach kątowych, powstaje dodatkowy problem — zapewnienie maksymalnej rozdzielczości, a zatem kierunkowości anten systemu odbiorczego. Kryteria te są łagodniejsze w nielicznych przypadkach, gdy sygnał jest względnie silny lub gdy źródło jest rozciągłe (np. promieniowanie Galaktyki, Słońca albo Jowisza).

Radioźródła

Rys. 1. Widma promieniowania radiowego niektórych źródeł kosmicznych

Kształt widma promieniowania części radioźródeł (np. Słońca czy Wenus) świadczy o termicznym mechaniźmie powstawania tego promieniowania. Istnieje jednak wiele źródeł (w tym Jowisz), których promieniowanie radiowe jest wielokrotnie silniejsze, niż wynikałoby to z oceny temperatury tych obiektów. Jest to tzw. promieniowanie synchrotronowe, wytwarzane przez elektrony poruszające się w polu magnetycznym.

Sporo radioźródeł znajdujących się w obrębie naszej Galaktyki zostało zidentyfikowanych z pozostałościami po wybuchach gwiazd supernowych (taką jest np. mgławica Krab, emitująca promieniowanie synchrotronowe). Wybuchy radiowe są obserwowane także u gwiazd rozbłyskowych. Silnymi źródłami promieniowania radiowego mogą być obłoki zjonizowanego wodoru międzygwiazdowego (np. mgławica w Orionie}, w tym także mgławice planetarne. Wiele radioźródeł zidentyfikowano z galaktykami (np. Łabędź A, Wielka Mgławica Andromedy czy 3C 295). Do ciekawszych radioźródeł należy zaliczyć pozagalaktyczne obiekty gwiazdopodobne (tzw. kwazary, np. 3C 273) i niedawno odkryte pulsary, których promieniowanie radiowe pulsuje z częstością od ok. 1/3 do 30 Hz (takim obiektem jest gwiazda znajdująca się w centrum mgławicy Krab).

Największy obecnie katalog radioźródeł, The Fourth Cambridge (4C) Catalogue, zawiera spis blisko pięciu tysięcy źródeł dyskretnych (punktowych) o gęstości strumienia przewyższającej 2 jednostki. Obejmuje on obszar nieba o deklinacji od 7 do 80°.

Oprócz wymienionych radioźródeł, promieniujących w szerokim zakresie częstotliwości, wykryto również źródła prawie monochromatycznego promieniowania. Najsilniejszym jest linia wodoru niezjonizowanego o częstotliwości 1420 MHz (21 cm), której badanie umożliwiło prześledzenie rozkładu i prędkości tego pierwiastka, co z kolei dostarczyło informacji o rozmieszczeniu masy w obserwowanych galaktykach.

W końcu lat sześćdziesiątych wykryto tzw. promieniowanie szczątkowe Wszechświata, którego rozkład widmowy odpowiada promieniowaniu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 3 °K.

Radioteleskopy

Zadaniem anteny jest wydzielenie na jej wyjściu energii otrzymanej z promieniowania przychodzącego z określonego kierunku. Są to zawsze urządzenia liniowe, dlatego energia wyjściowa dochodząca do odbiornika ma tę samą częstotliwość co przychodząca energia promienista.

Własności anteny można scharakteryzować takimi parametrami, jak:
— charakterystyka promieniowania (rozkład względnej czułości w funkcji kierunku);
— szerokość wiązki (mierzona zwykle w kierunkach odpowiadających połowie mocy odbieranej na kierunku największej czułości);
— powierzchnia skuteczna (A_s określana z definicji: P = SA_sΔf/2, gdzie: P — moc sygnału na wyjściu anteny, S — gęstość strumienia energii niespolaryzowanej, przychodzącej do anteny w pasmie Δf);
— apertura anteny;
— szerokość pasma przenoszonych częstotliwości;
— impedancja wyjściowa („widziana" od strony odbiornika).

W wielu przypadkach antenę wystarczy scharakteryzować za pomocą jednego lub dwóch z wymienionych wyżej parametrów.

Źródło promieniowania termicznego o temperaturze fizycznej T (wyrażonej w skali Kelvina) znajdując się w polu widzenia anteny indukuje w niej szumy za pośrednictwem fal elektromagnetycznych. Moc tych szumów równa jest mocy szumów opornika umieszczonego w takiej samej temperaturze, tzn. P = kTΔf, gdzie k jest stałą Boltzmanna i wynosi 1,33·10^–23 Ws/K. Mierząc więc moc szumów na zaciskach anteny można określić temperaturę fizyczną źródła, objawiającą się w danym przypadku jako równoważna temperatura antenowa. Łatwo już zauważyć istotny i często wykorzystywany do kalibracji radioteleskopów związek gęstości strumienia promieniowania z temperaturą antenową —

Rys. 2. Temperatura szumowa anteny w funkcji kąta elewacji i częstotliwości

Na rysunku 2 uwidoczniono zależność temperatury anteny od częstotliwości i kąta nachylenia (liczonego od zenitu) anteny, zakładając stuprocentową efektywność anteny przy szerokości jej wiązki mniejszej od kilku stopni. Literami a i b wyróżniono warunki pogodowe, odpowiednio wilgotną i suchą pogodę.

Gdy punktowe radioźródło przesuwa się przez obszar czułości anteny radioteleskopu, promieniowanie odbierane jest w kącie równym około λ/D, gdzie λ — długość fali, a D — skuteczna apertura, czyli liniowe rozmiary, anteny. W ten sposób dwa małe (kątowo) źródła będą nierozdzielone, jeżeli ich wzajemna odległość kątowa będzie znacznie mniejsza niż λ/D. Dla największych anten parabolicznych na względnie krótkich falach (np. 21 cm), minimalny kąt rozdzielczy jest większy od 0,1 stopnia. Lepszą zdolność rozdzielczą, rzędu 10^–7 stopnia, mogą zapewnić układy posługujące się techniką interferometryczną (największy teleskop optyczny ma zdolność rozdzielczą mniejszą od. 10^–5 stopnia).

Prosty interferometr (rys. 3a) składa się z dwu anten dowolnego typu ustawionych w tym samym kierunku w odległości d (zwanej bazą interferometru) znacznie większej od długości fali odbieranego promieniowania. Promieniowanie padające na anteny (w płaszczyźnie rysunku) pod kątem θ przebywa do lewej anteny drogę o d sinθ dłuższą niż do anteny prawej. Powoduje to, że fale radiowe jednocześnie odbierane przez obie anteny, są przesunięte względem siebie w fazie o d sinθ. Jeżeli przesunięcie to jest równe całkowitej wielokrotności długości fali (tzn. gdy d sinθ = nλ), wówczas następuje wzmocnienie sygnału. Dla kierunków, przy których d sinθ = (n + 1/2)λ, drgania w obu antenach różnią się w fazie o 180° i po złożeniu znoszą się całkowicie. Charakterystyka kierunkowa interferometru składa się więc z szeregu listków z maksimami odpowiadającymi zgodnej fazie obu sygnałów, a obwiednia tych listków pokrywa się z charakterystyką

Rys. 3. Układ prostego interferometru a — schemat blokawy, b — charakterystyka kierunkowa, c — przebieg otrzymany z obserwacji źródła punktowego z uwidocznionym wpływem tła galaktycznego (linia przerywana)

pojedynczej anteny (zakładając, że obie anteny są jednakowe). Szerokość listków wyraża się przybliżoną zależnością: Δθ = λ/d. W płaszczyźnie prostopadłej do osi interferometru jego charakterystyka jest taka sama jak dla pojedynczej anteny. Po przejściu radioźródła punktowego przez charakterystykę interferometru (np. przy nieruchomych antenach obserwujemy żródło przesuwające się ruchem dobowym) na wyjściu odbiornika zostanie zarejestrowany sygnał podobny do przedstawionego na rysunku 3c.

W praktyce używane są również interferometry złożone z wielu anten (zwykle jednakowych), ustawionych w szereg. Uzyskuje się wówczas znaczne wydłużenie głównego listka charakterystyki przy niemal całkowitym wygaszeniu sąsiednich.

Dla poprawienia zdolności rozdzielczej w płaszczyźnie prostopadłej do osi interferometru stosuje się układy interferometrów o osiach wzajemnie prostopadłych. W celu zwiększenia czułości stosuje się takie układy interferometrów, w których niektóre anteny są ruchome — mogą się one przemieszczać po pewnej powierzchni, rejestrując w każdym położeniu amplitudę i fazę odbieranego przez układ sygnału. Zapis jest następnie analizowany przez maszynę cyfrową, co pozwala uzyskać teoretycznie takie informacje, jakich by dostarczył radioteleskop o rozmiarach i powierzchni, po której przemieszczały się anteny. Metoda ta znana jest pod nazwą syntezy apertury i stosuje się (ze względu na długi czas trwania całkowitego pomiaru) do radioźródeł niezmiennych w czasie.

Drugim podstawowym urządzeniem systemu odbiorczego jest odbiornik, którego zadaniem jest pomiar sygnałów doprowadzonych z anteny. Typowy odbiornik składa się z następujących podzespołów: wzmacniacz częstotliwości radiowej, oscylator lokalny i mieszacz, wzmacniacz częstotliwości pośredniej (decyduje on o efektywnej wstędze odbiornika i zwykle w nim osiąga się zasadnicze wzmocnienie sygnału — rzędu 90 dB), detektor, czyli prostownik, o nieliniowej (najlepiej kwadratowej) charakterystyce, wzmacniacz wąskopasmowy (małej częstotliwości) i integrator ze stałą czasową rzędu sekund. Całkowite wzmocnienie odbiornika powinno sięgać 130 dB, co odpowiada 10¹³-krotnemu wzmocnieniu mocy sygnału wejściowego.

Czułość, czyli najmniejszy wykrywalny sygnał, w przypadku radioteleskopu jest ograniczona nie niemożnością uzyskania odpowiednio dużego wzmocnienia, lecz przez szumy powstające w obwodach odbiornika. Wprawdzie dla dobrze zaprojektowanego odbiornika na mniejsze częstotliwości czynnikiem ograniczającym jest kosmiczny szum radiowy, jednakże względną siłę sygnału w stosunku do tego nieuniknionego tła galaktycznego można zwiększyć przez zwiększenie powierzchni skutecznej anteny. W zakresie wielkiej częstotliwości sytuacja jest zupełnie inna, ponieważ szumy kosmiczne maleją ze wzrostem częstotliwości, gdy tymczasem szumy własne odbiornika rosną. Dlatego też w przypadku większych częstotliwości jako wzmacniacze częstotliwości radiowych stosuje się urządzenia niskoszumowe. Są to wzmacniacze o ujemnym oporze (oparte np. na diodzie tunelowej), parametryczne, w których elementem czynnym jest ujemnooporowe urządzenie o nieliniowej reaktancji (np. waraktor) albo maserowe, w których wzmocnienie uzyskuje się dzięki zjawisku wymuszonej emisji promieniowania podczas przejść między energetycznymi stanami kwantowymi drobin w gazach, cieczach lub kryształach.

Moc szumów własnych odbiornika przyjęło się określać za pomocą temperatury równoważnej opornika włączonego na wejście odbiornika potraktowanego jako idealnie bezszumowy. Okazuje się, że na wartość tych szumów największy wpływ ma pierwszy (licząc od wejścia) wzmacniacz. Znając równoważną temperaturę szumową T_o odbiornika (linię przesyłową należy tutaj traktować jako jego cząść składową), czułość radioteleskopu można wyliczyć ze wzoru:

ΔTmin = M

Ts √(Δfwctmc)

,

gdzie: ΔT_min — najmniejszy wykrywalny sygnał wyrażony w stopniach Kelvina, M — stała zależna od typu odbiornika (rzędu 1), Δf_wc — szerokość wstęgi stopni wielkiej częstotliwości i t_mc — efektywna stała czasowa (wypadkowa integratora i rejestratora wyrażona w sekundach). Przykładowo: gdy T_s = 600 K, Δf_wc = 500 kHz, a t_mc = 2 s, czułość prostego odbiornika wynosi 0,6 °K.

Podany wzór na czułość odbiornika nie uwzględnia fluktuacji wzmocnienia stopni wielkiej częstotliwości, które wywołują taki sam skutek jak sygnał. Stwierdzono, że fluktuacje te maleją z częstotliwością w taki sposób, iż dla częstotliwości powyżej kilkudziesięciu herców są już one do pominięcia. Korzystając z tej własności R.H. Dicke w r. 1946

Rys. 4. Zasada działania odbiornika R. H. Dicke

zbudował odbiornik całkowicie eliminujący wpływ fluktuacji wzmocnienia na czułość. Jest to tzw. odbiornik przełączany, dziś szeroko stosowany w radioastronomii. Zasadę jego działania ilustruje rysunek 4. Polega ona na przełączaniu wejścia zwykłego odbiornika pomiędzy anteną i źródłem porównawczym (temperatura szumów generatora powinna być zbliżona do temperatury antenowej: T_C ≈ T_A) z częstością na tyle dużą, aby w czasie jednego okresu przełączania fluktuacyjne zmiany wzmocnienia były zaniedbywalne (w praktyce od 10 do 1000 Hz) i następnie synchronicznej detekcji w podetekcyjnym stopniu odbiornika. Oczywiście, przełączanie odbywa się za pomocą układu elektronicznego (przełącznik krystaliczny na wejściu i detektor koincydencyjny, zwany też synchronicznym lub fazowym, w stopniu małej częstotliwości). W tym przypadku przełączanie może się odbywać w takt sygnału sinusoidalnego, co jednak prowadzi do pewnego (o czynnik π/√8) pogorszenia czułości. Ze względu na to, że antena jest efektywnie wykorzystywana tylko przez połowę czasu obserwacji, czułość odbiornika przełączanego jest dwukrotnie mniejsza od czułości odbiornika bez przełączania (M = 2). Istnieją rozwiązania umożliwiające zniwelowanie tej straty, np. przez użycie dwóch odbiorników przyłączanych na przemian do jednej anteny.

Inną wersją odbiornika przełączanego jest tzw. układ Ryle'a. Jest to interferometr z przełącznikiem fazy (faza sygnału w obu pozycjach przełącznika różni się o 180°) w jednej z linii przesyłowych. Skutek jest taki sam jak w odbiorniku Dickego, z tym że uzyskuje się dodatkowo wyeliminowanie promieniowania tła z zapisu.

Rys. 5. Schemat blokowy odbiornika korelacyinego

Dużą grupę stanowią tzw. odbiorniki korelacyjne. Schemat blokowy jednego z nich przedstawiono na rysunku 5. Sygnały z dwu identycznych stopni przeddetekcyjnych wymnaża się w urządzeniu analogicznym do mieszacza, a spełniającym rolę detektora kwadratowego (jeżeli sygnały są równe: v₁ = v₂, to v₁·v₂ = v₁²). Ponieważ tylko skorelowane impulsy (a taki charakter ma sygnał) dają na wyjściu średnie napięcie różne od zera, niestabilności wzmocnienia obu niezależnych stopni przeddetekcyjnych nie wpływają na czułość systemu. Zbyteczne jest więc stosowanie tutaj przełączania. Pogorszenie czułości powstaje jednak wskutek przypadkowych przesunięć fazowych we wzmacniaczach w.cz. oraz wskutek scyntylacji jonosferycznych.

Rys. 6. Zapis przejścia radioźródła Kasjopeja A przez charakterystykę interferometru o bazie 10 λ

Jako rejestrator na wyjściu odbiornika stosuje się zwykle samopis, którego pióro wychyla się proporcjonalnie do napięcia wyjściowego (przykład na rys. 6). Jeżeli mamy odbiornik o charakterystyce kwadratowej (tzn. jego napięcie wyjściowe jest proporcjonalne do kwadratu napięcia wejściowego), to samopis rejestruje wprost moc (albo strumień) sygnału wejściowego. Przy rejestracji sygnałów wyjściowych z odbiorników szybko przestrajanych i w badaniach struktury impulsów ze Słońca lub Jowisza fotografuje się ekran odpowiednio przystosowanej lampy oscylograficznej. W rejestratorach cyfrowych wyjściowy sygnał odbiornika jest próbkowany, tzn. mierzony okresowo, i zapisywany bądź na taśmie magnetycznej, bądź w pamięci elektronicznej w celu dalszej obróbki metodami cyfrowymi.

Kalibracja radioteleskopów

Kalibracja jest niezbędna dla uzyskania informacji z radioteleskopu. Polega ona na systematycznym porównywaniu sygnałów badanych z innymi o znanych parametrach, naturalnymi lub generowanymi sztucznie. Jako podstawowe kalibratory wykorzystywane są generatory szumowe, w których elementem czynnym jest rezystancja umieszczona w stałej, ściśle określonej temperaturze. Ze względu na ograniczoną moc generatorów oporowych (jest ona funkcją temperatury i wynosi kTΔf), konieczne jest stosowanie wtórnych źródeł szumów. W zależności od częstotliwości lub wymagań technicznych, jako wtórne źródła szumów mogą być wykorzystane diody próżniowe pracujące w stanie nasycenia (do 1 GHz), diody gazowane włączone w obwód falowodu (w zakresie mikrofal) lub elementy pólprzewodnikowe (diody, tranzystory). Za pomocą takich generatorów można również wyznaczyć temperaturę szumową T_s odbiornika. Najprostszy sposób polega na doprowadzeniu do wejścia odbiornika dwóch sygnałów szumowych T₁ i T₂ dobranych tak, aby wskazania ich mocy mierzonej na wyjściu (jeśli odbiornik ma detektor kwadratowy, będą to napięcia wyjściowe) P₁ i P₂ spełniały zależność P₂ = 2P₁. Po wykonaniu pomiarów temperaturę szumową odbiornika można wyliczyć ze związku T_s = T₂ – T₁.

Kalibracji odbiornika za pomocą generatora szumowego dokonuje się przez podanie ustalonych sygnałów szumowych w miejsce sygnału z anteny.

Radioźródła punktowe o znanych strumieniach promieniowania również mogą być wykorzystane do kalibracji radioteleskopów. W tym przypadku temperaturę kalibracyjną wylicza się ze wzoru:

ΔT = SA_s/2k.

Kalibracje odbiorników robi się możliwie często, ze względu na niestabilności wzmocnienia. W praktyce przeprowadza się je przed obserwacjami i po nich lub w ustalonych odstępach czasu podczas obserwacji.

LITERATURA

1. J.D. Kraus: Radio Astronomy, New York 1966 (tłumaczenie rosyjskie — Moskwa 1973).

2. W.N. Christiansen, J.A. Högbom: Radiotelescopes, Cambridge 1969 (tłumaczenie rosyjskie — Moskwa 1972).

3. J.L. Pawsey, R.N. Bracewell: Radio Astronomy, Oxford 1955 (tłumaczenie rosyjskie — Moskwa 1958).

4. A.G. Smith, T.D. Carr: Badania radiowe układu planetarnego, W-wa 1968.

5. F.G. Smith: Radioastronomia, W-wa 1966.

6. Praca zbiorowa: Kopernik, astronomia, astronautyka, W-wa 1973.

7. J. Dziadosz, A. Kułak: Radioastronomia amatorska, Urania nr 11/1973.