К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики, страница 10

Она ограничена дифракцией светана входном зрачке (оправе объектива) θd ∼ λ/D или – для наземных оптических телескопов – влиянием атмосферной турбулентности (см. ниже), и обычно составляет порядка 1 секунды дуги.Изображение строится в фокальной плоскости объектива. Размер изображения источника в фокальной плоскости3.2.

Телескопы и приемники излученияL≈Fβ 2 · 10555,где β – угловой размер изображения источника (для звезд – этоугловое разрешение телескопа), выраженный в секундах дуги, F –фокусное расстояние телескопа. При характерных значениях F =10 м, β = 1 имеем L = 5 · 10−2 мм.Если ставится задача изучения изображения всех объектов, попадающих в поле зрения объектива, в фокальной плоскости устанавливается панорамный приемник (фотопластинка, ПЗС-матрица). Чтобы не ухудшать разрешающую способность, размер отдельных светочувствительных элементов (пикселей) приемника излучения, на плоскость которого проектируется изображение, должен быть не больше L для точечного источника. Типичный размерПЗС-матрицы – 1000х1000 пикселей (есть и больше, но они оченьдороги).

Поэтому поле зрение оказывается всего 1000х1000 угловых секунд (чуть больше четверти градуса). Небольшое поле зрения является одним из недостатков ПЗС-приемников.Если ставится задача измерения потока излучения от отдельного источника, то приемник ставится в выходном зрачке телескопа.Выходным зрачком называется изображение объектива телескопа,которое строится одной линзой (или оптической системой), установленной после главного фокуса объектива (в случае наблюденийглазом роль такой линзы выполняет окуляр, см.

рис. 3.4). Так как ввыходной зрачок приходит свет от всех звезд, попадающих в полезрения объектива, для выделения потока от конкретного источника в фокальной плоскости устанавливается диафрагма, выделяющая свет только от этого источника.Крупные современные оптические телескопы имеют диаметрглавного зеркала до 10 м. Список крупнейших телескопов возглавляют два 10-м составных зеркала им. У.Кека на обсерватории Мауна Кеа (Гавайские острова), там же расположен японский телескоп Субару с диаметром цельного зеркала 8.3 м, следом идут четыре 8.2-м зеркала телескопа VLT (Very Large Telescope) Евро-56Глава 3. Особенности астрономических наблюденийобъективокулярвыходнойзрачокРис.

3.4. К понятию выходного зрачка оптической системы.пейской Южной Обсерватории (Серро Паранал, Чили). Класс 8-мзеркал замыкают 2 идентичных телескопа Джемини (т.е. “близнецы”) – один установлен на Гавайских островах (обсерватория Мауна Кеа), другой – в Чилийских Андах (обсерватория Серро Пахон).По состоянию на 2005 год, российский 6-м телескоп БТА Специальной Астрофизической Обсерватории РАН является одним из5 телескопов 6-м класса.

Более подробная информация о большихтелескопах приведена на сайте:http://astro.nineplanets.org/bigeyes.html.В телескопе VLT (см. рис. 3.5) каждое зеркало может механически изменять свою форму для коррекции атмосферных дрожаний изображения (активная оптика). Каждый из четырех инструментов предназначается для использования как независимый телескоп и как часть оптического интерферометра с эффективным диа° .

Суметром 16 м. Диапазон наблюдений – от 25 микрон до 3000 Aществуют проекты строительства наземных 30-м и даже 100-м телескопов (составные зеркала, активная оптика).3.2.2. ПриемникиОсновная задача приемника излучения состоит в преобразовании электромагнитной энергии света в иные формы (обычно вэлектрическую, для некоторых ИК-наблюдений в тепловую), измеряя которые лабораторными физическими методами можно делать выводы о характеристиках принимаемого светового сигнала.На микроскопическом уровне светочувствительный элемент лю-3.2. Телескопы и приемники излучения5729 мкуполвторичноезеркало28,5 мтрубаглавное итретье зеркалаколоннателескопаповоротнаяплатформафундаментбашниРис.

3.5. Схематическое изображение одного из 4-х 8.2-м телескопов проекта VLTЮжной Европейской Обсерватории на плато Паранал в чилийских Андах.бого приемника состоит из вещества, при взаимодействии с которым энергия фотонов переходит в кинетическую энергию свободных электронов (внутренний или внешний фотоэффект) или вколебания ионов в узлах кристаллической решетки, которые впоследствии регистрируются различными способами.

Простейшиепримеры – кремниевый фотодиод или фотокатод ФЭУ. Длинноволновая граница фотоэффекта в том или ином веществе определяет область чувствительности детектора. Непосредственно чувствительность детектора для разных приемников измеряется поразному, но по сути дела чувствительность характеризует мини-58Глава 3. Особенности астрономических наблюдениймальное количество электромагнитной энергии в диапазоне чувствительности детектора, при взаимодействии которой с веществом детектора появляется физический эффект (сигнал), сравнимый с внутренними шумами детектора (тепловым и т.д.).Часто для характеристики чувствительности детекторов светаиспользуют понятие квантового выхода η. Квантовый выход детектора можно определить как долю регистрируемых квантов падающего потока.

Например, для человеческого глаза η ≈ 10%, дляфотоэмульсии ∼ 1%, квантовый выход ФЭУ может достигать 30–50%, а прибора с зарядовой связью (ПЗС) – свыше 50–70%. Эту жехарактеристику применяют для количественного описания эффективности прибора в целом, т.е. всего тракта телескоп–детектор–усилитель или отдельных звеньев этого тракта, т.к. в каждом элементе приемного канала могут возникать (и возникают) дополнительные помехи, ухудшающие эффективность приема в целом (например, поглощение и рассеяние света в оптике и на конструкциях телескопа, собственные шумы или паразитные наводки в усилителе сигнала); в этом случае используется понятие обобщенногоквантового выхода.В каждом диапазоне электромагнитного спектра есть свои особенности в принципах детектирования излучения и построенияизображений источников.

Рассмотрим важнейшие из них.3.2.3. РадиотелескопыРадиотелескопы используются для приема космического излучения в пределах окна прозрачности земной атмосферы для радиоволн в диапазоне от мм до декаметров. Две основные части радиотелескопа – антенна и радиометр (приемное устройство). Наиболее распространены параболические антенны, собирающие параллелльный радиопоток в фокусе. Полноповоротные антенны достигают диаметра 100 м (Бонн, ФРГ). Крупнейшая неподвижнаяантенна – 300-м радиотелескоп в Аресибо (Пуэрто-Рико, США).Крупнейший радиотелескоп из составных подвижных зеркал, примыкающих друг к другу – РАТАН–600 (Россия).

Также использу-3.2. Телескопы и приемники излучения59ются синфазные антенны, отдельными элементами которых могутбыть элементарные облучатели (полуволновые диполи, спиральные антенны) или параболические рефелекторы малого диаметра.Сигнал от каждого элементарного облучателя подается по волноводам к приемнику, причем задержка в волноводах рассчитана таким образом, чтобы сигналы попадали на приемник в одной фазе.Разрешающая способность радиотелескопа определяется шириной диаграммы направленности главного лепестка антенны иопределяется также, как и в случае оптического телескопа ∆θ ≈λ/D, где λ − длина волны принимаемого излучения, а D − диаметрантенны (или области, содержащей совокупность антенн) радиотелескопа.

Чувствительность радиотелескопа определяется эффективной площадью антенны Aef f , которая связана с формой диаграммы направленности g(θ, ϕ) (безразмерной функцией, показывающей, во сколько раз мощность излучения, принимаемая реальной антенной в направлении θ, ϕ больше (или меньше) мощностиизлучения, принимаемой идеализированной антенной с изотропной диаграммой направленности; в главном лепестке g(0, 0) достигает максимального значения): g(θ, ϕ) = 4πAef f /λ2 . Из-за наличиябоковых лепестков диаграммы направленности, эффективная площадь всегда меньше геометрической площади антенны.Шумовая и антенная температураДля характеристики чувствительности антенны к принимаемымпотокам электромагнитного излучения в радиоастрономии используется понятие шумовой температуры Tn,a .

Шумовая температураантенны характеризует суммарную мощность излучения Wn,a , собираемую антенной через все лепестки диаграммы направленностиот земной поверхности, атмосферы, ионосферы и посторонних космических источников в полосе частот ∆ν:Wn,a = kTn,a ∆ν.Шумовые антенные температуры в области длинных радиоволн достигают нескольких тысяч K и связаны с космическим фо-Глава 3.

Особенности астрономических наблюдений60ном, а в области дециметровых и сантиметровых волн – порядка сотен K, обусловленных тепловым излучением Земли, самойантенны и окружающих предметов. Введение понятия шумовойтемпературы как характеристики чувствительности радиотелескопа связано с тем, что в радиодиапазоне интенсивность излучения отисточников часто описывается яркостной температурой излучения(см. предыдущую главу). Прохождение слабых космических источников через главный лепесток диаграммы направленности антенны вызывает малые изменения антенной температуры δTn,a Tn,a , и задача сводится к выделению слабого сигнала на фоне шума. При полосе приемника ∆ν (она определяется полосой усилителя радиометра) и времени интегрирования сигнала τ минимальнообнаружимый сигнал имеет амплитудуTn.(3.3)∆Tn,a ∼ √∆ν τЗдесь Tn − эквивалентная шумовая температура на входе приемного устройства.

Она определяется как температура черного тела,при которой мощность его излучения в рабочем интервале частотравна мощности собственных шумов приемного устройства. Подкоренное выражение пропорционально энергии излучения, принятого за время интегрирования. У малошумящих приемников в смдиапазоне шумовая температура Tn < 20 K и может быть уменьшена дополнительным охлаждением жидким гелием1 .Как видно из формулы (3.3), для улучшения чувствительностирадиотелескопа к широкополосным сигналам требуется расшире1Поясним смысл этой формулы.

Пусть источник излучения представляет собой непрерывный широкополосный сигнал, измеряемый в течение времени τ .Фоновый сигнал будем характеризовать среднеквадратичным отклонением σ. Закритерий обнаружимости сигнала на фоне шума возьмем заданное отношениесигнала к шуму B. Из-за конечности (узости) полосы детектора шум можно считать постоянным, так что за время когерентности τcoh = 1/∆ν различные реализации шума становятся нескоррелированными, иными словами, участки записидлиной τcoh независимы. Тогда за время накопления сигнала τ имеем n = τ /τcohнезависимых реализаций фона, каждая из которых характеризуется разбросомзначений σ. Значит, за время наблюдения среднеквадратичная ошибка изменения суммы случайных независимых величин (фоновых отсчетов) уменьшается в3.2.

Телескопы и приемники излучения61ние полосы приемника и увеличение времени наблюдения. Для узкополосных (например, квази-монохроматических) или импульсных сигналов формула для чувствительности изменится. Так, дляоптимального приема импульсных сигналов с характерным временем τ полоса приемника должна быть ∆ν ∼ 1/τ.Радиоинтерферометры. Метод апертурного синтезаИз-за большой длины радиоволн разрешающая способность отдельных радиотелескопов даже с очень большим диаметром антенны плохая, составляя в лучшем случае несколько угловых минут.Для увеличения разрешающей способности требуется увеличениебазы приема радиосигнала. Это достигается методом радиоинтерферометрии, когда сигнал от двух или более радиотелескопов, разнесенных на расстояние S, записывается приемным устройствомна каждом телескопе, а затем совместно обрабатывается.