§ 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

59

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

I=κ (2kT/λ²) (16)

где Т — температура, λ — длина волны, k — постоян­ная Больцмана, к — коэффициент поглощения тела. Для абсолютно черного тела κ=1, для реальных тел κ<1.

В радиоастрономии часто используется понятие яркостной температуры Тя, 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

Тя=κТ, (17)

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.

*) Согласно формуле (16) Т не должна вообще зависеть от длины волны. Но с ростом λ растет и глубина, с которой доходят к нам радиоволны, а температура может меняться с глубиной. Кроме того, коэффициент κ тоже меняется с длиной волны.

60

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

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

п в аппаратуре. 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

61

направления, куда наведена ось 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 па 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 Оуэне 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). Оп состоит из множества зеркал, образующих вместе гигантское кольцо диаметром 576 м. Наклон этих зеркал можно менять, и, таким образом, «улавливать» светила, про-

62

ходящие через меридиан на различной высоте над горизонтом. Антенны переменного профиля тоже имеют ножевую диаграмму направленности (если светило находится в зените).

Если расположить в ряд много антенн, согласованных по фазе (синфазных), то мы также получим установку с ножевой диаграммой. Если же перпендикулярно

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

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 году было впервые обнаружено радиоизлучение Луны на волне 1,25 см, что позволило в последующие годы применить радиоастрономические наблюдения для определения физических свойств наружного покрова Луны. Теория радиоизлучений Луны была разработана членом корреспондентом АН СССР В.С. Троицким. Эта теория применима, и к планетам типа

63

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. Слонеикер 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. Слонеикер 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.